SN Ia の分光学的類似性を利用して $H_0$ の測定を改善
| Title |
Leveraging_SN_Ia_spectroscopic_similarity_to_improve_the_measurement_of_$H_0$ |
| Authors |
Yukei_S._Murakami,_Adam_G._Riess,_Benjamin_E._Stahl,_W._D'Arcy_Kenworthy,_Dahne-More_A._Pluck,_Antonella_Macoretta,_Dillon_Brout,_David_O._Jones,_Dan_M._Scolnic,_and_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00070 |
最近の研究では、光曲線/色の標準化後のIa型超新星(SNIa)の光度の変動の一部が分光学的な違いで説明されることが示唆されています。この研究では、(i)標準化されたSNIa光度の変動を経験的に特徴付け、(ii)分光学的に推論されたパラメータSIPを使用して、距離ラダーに沿ったSNIaの精度とハッブル定数の決定を改善します($H_0$)。まず、\texttt{Pantheon+}共分散モデルは、$\texttt{SH0ES}$チームが$H_0$を測定するために使用するパラメータ空間において、標準化された大きさの不確実性を$\sim7$%ほど過大評価していることを示します。これだけを考慮すると、$H_0=73.01\pm0.92$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$となります。さらに、距離ラダー上のSNe~Ia間の分光学的類似性を考慮すると、それらの相対散乱は物体あたり$\sim0.12$magに減少します(以前の$\sim0.14$magと比較)。SN共分散モデルでこれら2つの発見を組み合わせると、ハッブル定数の不確実性が全体で14%減少することがわかります($\pm0.85$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$まで)。そしてその価値はわずかに上昇します。Riessらによって項目化された体系的な不確実性に対する予算が含まれています。(2022a)では、$\sim1.2$%の不確実性、$H_0=73.29\pm0.90$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$を持つ更新された局所ハッブル定数を報告します。私たちは、測光的に標準化されたSNeIa間の分光学的差異は「ハッブル張力」を説明しないと結論付けています。むしろ、${\itPlanck}$2018によって校正された$\Lambda$CDMに対する不一致として、そのような差異を説明することでその重要性が高まります。測定値は5.7$\sigma$に上昇します。
シミュレーションなしでパワースペクトルを使用したより高速な宇宙論解析
| Title |
Faster_cosmological_analysis_with_power_spectrum_without_simulations |
| Authors |
Yan_Lai,_Cullan_Howlett,_Tamara_M._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00388 |
$$将来の調査では、宇宙マイクロ波背景放射よりも銀河のパワースペクトルを使用することで、宇宙論的パラメーターに対するより厳しい制約を得ることができるでしょう。ただし、複数の重複するトレーサー、赤方偏移ビン、およびより非線形スケールが含まれることは、モデルフィッティングに必要なシミュレーションのアンサンブルを生成する際に計算負荷がかかることを意味します。この研究では、銀河パワースペクトルのフルシェイプフィッティング、解析的共分散行列推定、およびMOPED圧縮を初めて組み合わせて、最先端の銀河クラスタリング測定セットから直接宇宙論的パラメータを制約します。この分析に必要な分析共分散行列と圧縮行列の計算には1日もかかりませんが、シミュレートされた共分散行列と圧縮行列の計算には数か月かかることがわかりました。さらに、MOPED圧縮により共分散行列の偏りが軽減され、尤度分析が高速化されます。組み合わせると、最適な宇宙論的または銀河のバイアスパラメーターに関する先験的な知識がなくても、MOPED圧縮を使用した解析共分散行列は、シミュレーションを使用して得られたものと$0.2\sigma$以内で一貫した宇宙論的制約を与えることがわかります。共分散行列。したがって、ここで開発したパイプラインにより、DESIやEuclidなどの将来の調査の分析が大幅に高速化されます。
ビッグバン元素合成が H0 張力に及ぼす影響
私たちは、反応速度と観測データの処理が張力の評価にどのように影響するかに焦点を当てて、ハッブル張力に対するビッグバン元素合成(BBN)の影響を調査します。初期のダークエネルギーモデルでは、反応速度と観測データの扱いに応じて、張力の重要性が$0.8\sigma$変動する可能性があることを示します。これは、解析にBBNデータをどのように組み込むかがハッブル張力に大きな影響を与える可能性があることを示しており、BBNデータを使用する場合の張力の重要性を評価するには、解析の仮定を注意深く検討する必要があります。
2点要約統計量は、宇宙論的構造の研究で最も一般的に使用されるツールの1つです。3Dボリュームで定義され、アンサンブル平均のプロセスによって取得された理論的なパワースペクトルから開始して、平均位置の周囲の不等時間情報を視線に沿った波モードに折り畳んで、観測された3Dパワースペクトルの構築を確立します。。これらの不等時間相互相関効果が、観察可能な3Dパワースペクトルにスケール依存の補正をどのように引き起こすかを示します。また、新しい無次元観測値である周波数角パワースペクトルも導入します。これは、角度と赤方偏移のフーリエ相当物に対応する無次元で直接観測可能な量の関数です。標準的な観測パワースペクトルの多くの有用な特性を継承している一方で、この新しく導入された統計は物理的距離に依存しないため、いわゆるアルコックパジンスキー効果がありません。したがって、このようなオブザーバブルは、従来のパワースペクトルに比べて明らかな利点と簡素化を実現します。さらに、線形理論の計算に基づいて、不等時間補正は一般に小さいものの、大規模なスケールや高い赤方偏移では数パーセントに達する可能性があると推定しています。興味深いことに、このような補正はトレーサーの偏り、成長率だけでなく、それらの時間導関数にも依存しており、宇宙論モデルの新たなテストの可能性が開かれています。これらの放射モード効果は、赤方偏移空間の歪みから生じる異方性に加えて、観測されたパワースペクトルにも異方性を導入し、非消失の奇数倍数と虚数寄与を生成します。最後に、観測されたパワースペクトルの長い変位の再開(IR再開)における不等時間補正の効果を調査します。
拡散源、クラスタリング、および放射光背景の過剰な異方性
| Title |
Diffuse_Sources,_Clustering_and_the_Excess_Anisotropy_of_the_Radio_Synchrotron_Background |
| Authors |
F._J._Cowie,_A._R._Offringa,_B._K._Gehlot,_J._Singal,_S._Heston,_S._Horiuchi,_D._M._Lucero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00829 |
我々は、これまでで最大のシンクロトロン背景放射光（RSB）の低周波（120~MHz）分角分解能画像と、それに対応する異方性角度パワースペクトル（APS）を$3^\circ$から$0.3^\の範囲の角度スケールで提示します。プライム$。天の北極の周りのRSBは、既知の線源クラスの線源数に基づいた非クラスター化点線源のモデルに対して、すべてのスケールで大幅な過剰異方性パワーを持っていることを示します。この異方性の過剰は、銀河の拡散放射に起因するものではないようですが、RSBの表面輝度の過剰に関連している可能性があります。測定されたAPSに含まれる情報をより深く理解するために、潜在的な光源の輝度分布、サイズ、角度クラスタリングを変化させてRSBをモデル化します。観測されたAPSは、クラスタリングが極端でガウスクラスタのサイズが$\lesssim1'$である場合にのみ、微光クラスタ点光源の集団によって生成される可能性があることを示します。また、観測されたAPSはサイズ$\lesssim1'$の微光拡散源の集団によって生成された可能性があることも示し、これは画像に存在する特徴によって裏付けられています。これらの場合はいずれも、関連する表面輝度の過剰を引き起こす可能性があります。これらの種類の音源は、これまでの最も深い電波調査でも十分に調査されていないパラメータ空間にあります。
アルファ アトラクター モデルの $\alpha$ パラメーターに対する新しい CMB 制約
宇宙論的$\alpha$アトラクターは、インフレーションモデルの魅力的なクラスです。これらは、インフレトンポテンシャルの関数形式からほぼ独立した、大規模な観測量の普遍的な予測につながります。この研究では、再加熱の継続時間とパラメータ$\alpha$への依存性が明確になった大規模観測量に対する改善された分析予測を導き出します。$\alpha$に一様対数事前分布と線形事前分布を採用したベイジアン研究の枠組みで、これらをプランクおよびBICEP/Keckの2018年のデータと比較します。改良された普遍的な予測により、再加熱の継続時間を直接制限することができます。さらに、テンソル対スカラー比のCMB制約を使用して$\alpha$パラメーターに上限を設定できることはよく知られていますが、スカラースペクトルの$\alpha$依存性を含めることを実証します。tiltは$\alpha$に新しい制約をもたらします。特に、小さい$\alpha$の場合、特定のポテンシャルの形状に関係なく、スカラースペクトルの傾きは$\log_{10}\alpha$に応じてスケールされます。$\alpha$を減少させると、最終的にモデルはCMB測定で緊張状態になり、$\alpha$の大きさを下から制限します。したがって、テンソル対スカラー比の上限に加えて、$\alpha$アトラクターTモデルの$\alpha$の大きさの最初の下限$\log_{10}{\を導出します。alpha}=-4.2^{+5.4}_{-8.6}$at$95\%$C.L.。
3次元ハロー固有配列における二次形状バイアス
| Title |
Quadratic_shape_biases_in_three-dimensional_halo_intrinsic_alignments |
| Authors |
Kazuyuki_Akitsu,_Yin_Li,_Teppei_Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00969 |
ハローや銀河の形状と周囲の物質の分布の間の非線形関係を理解することは、それらの固有の配列を正確にモデリングするために不可欠です。摂動的治療では、このような固有配列の非線形関係が高次の形状バイアスパラメータとして現れる。この論文では、固有の配列(つまり、投影なし)の$\textit{完全な3次元}$パワースペクトルと二次場法を組み合わせることにより、二次形状バイアスパラメーターの正確な測定値を示します。完全な3次元パワースペクトルの利点を活用するために、3次元形状フィールドの球面テンソル分解を採用し、そのパワースペクトルを初めて測定します。特に、この基底でベクトルとテンソルのパワースペクトルを検出しますが、これは広く使用されている非線形アライメントモデルでは説明できません。さらに、宇宙分散をキャンセルするために、同じシミュレーションの初期条件から3次元ハロー形状フィールドを2次形状バイアス演算子と相互相関させることにより、バイスペクトル情報を効果的に抽出し、重要性の高い固有のアライメントの2次形状バイアスパラメーターを検出します。初めて。また、これらの測定値を、大規模バルクフローを介して線形ラグランディアン形状バイアスから動的に生成される二次形状バイアスとの予測と比較します。3つのバイアスすべてについて、小さな偏差はあるものの一般的な一致が見られますが、実際には、現在の測光調査では無視できる可能性があります。これは、高次の形状バイアスの移流予測が、固有のアライメントの宇宙論的解析における事前分布として使用できることを意味します。
HATNet 調査で選択された 7 つの通過系外惑星の軌道暦更新
| Title |
Ephemeris_Updates_for_Seven_Selected_HATNet_Survey_Transiting_Exoplanets |
| Authors |
A._Poro,_F._Ahangarani_Farahani,_E._Jahangiri,_A._Sarostad,_M._Gozarandi,_M._Haghgou,_F._Abolhassani,_A._Fakhrabadi,_Y._Jongen,_A._W\"unsche,_R._Naves,_P._Guerra,_A._Marchini,_M._Salisbury,_R._Ehrenberger,_V-P._Hentunen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00022 |
私たちは、通過中の7つの系外惑星HAT-P-6b、HAT-P-12b、HAT-P-18b、HAT-P-22b、HAT-P-32b、HAT-P-33b、およびHAT-P-52bの軌道暦を精密化しました。。HAT-P-6bとHAT-P-32bの異なるフィルターで8つの天文台から11回の通過を観察しました。また、7つの系外惑星それぞれの系外惑星通過データベース(ETD)観測が分析され、通過光系外惑星探査衛星(TESS)データを使用して5つのシステムの光度曲線が研究されました。Exofast-v1を使用して、これらの地上および宇宙ベースの光曲線をシミュレートし、中間通過時間を推定しました。これら7つの系外惑星について、観測、ETD、TESSデータからそれぞれ合計11、175、67回の中間通過時間を取得し、文献から155回の中間通過時間を取得しました。次に、導出された中間通過時間と文献に記載されているものを使用して、それぞれの通過タイミング変動(TTV)ダイアグラムを生成しました。その後、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用して、システムの線形暦が洗練され、改善されました。HAT-P-12b系を除いて、研究されたすべての系外惑星は、TTVダイアグラムで公転周期の増加傾向を示しました。
赤外線発光スペクトルからの系外惑星大気温度の物理学に基づく検索の評価
| Title |
Assessment_of_a_Physics-based_Retrieval_of_Exoplanet_Atmospheric_Temperatures_from_Infrared_Emission_Spectra |
| Authors |
Franz_Schreier,_J._Lee_Grenfell,_Fabian_Wunderlich,_and_Thomas_Trautmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00131 |
大気の温度は、現在および将来計画されているミッションで観測された、M星の周りを周回する地球に似た系外惑星の熱放射スペクトルから推定されます。この目的を達成するために、ラインごとの放射伝達コードを使用して合成熱赤外線(TIR)観測を生成します。「観測された」強度の範囲は、事前の知識がなくても、大気の温度範囲の大まかなヒントを提供します。特定の波数における等価輝度温度（プランク関数による強度に関連する）を使用して、対応する高度における大気温度を推定できます。測定によって得られる情報を最大限に活用するために、Chahineの独自のアプローチを一般化し、重み付け関数によって定義された波数と高度のマッピングを使用してすべてのスペクトルデータから大気温度を推測します。Chahine緩和により、この「最初の推測」を反復的に改良することができます。4.3{\μ}mおよび15{\μ}mの二酸化炭素TIRバンドの解析により、信号対雑音比が10と中程度の解像度であっても、岩石系太陽系外惑星の大気温度を推定することができます。ただし、トラピスト1e温度の推論は、特にCO2主体の大気ではより困難です。「標準」の4.3{\μ}mおよび15{\μ}m領域は光学的に厚く、スペクトル範囲が大気窓領域に向かって拡張されています。は重要。大気の組成(本質的にはCO2濃度)が既知であれば、気温を非常に正確に推定することができ、残留基準などの品質尺度が不正確な存在量に関するヒントを提供します。結論として、より低温の恒星を周回する地球に似た惑星の中層大気中の温度は、中程度の分解能で熱IR放射スペクトルから迅速に推定できます。
原始惑星系円盤内の多孔質ダスト粒子: HL タウ円盤への応用
| Title |
Porous_Dust_Particles_in_Protoplanetary_Disks:_Application_to_the_HL_Tau_Disk |
| Authors |
Shangjia_Zhang,_Zhaohuan_Zhu,_Takahiro_Ueda,_Akimasa_Kataoka,_Anibal_Sierra,_Carlos_Carrasco-Gonz\'alez,_Enrique_Mac\'ias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00158 |
連続ダストから拘束されるダスト粒子サイズと電波干渉法による偏光観測は、少なくとも一桁程度矛盾しています。太陽系の小さな天体で観察された多孔性ダスト（ロゼッタミッションなど）を動機として、ダスト粒子の多孔性がこれら2つの方法から推定される粒子サイズにどのような影響を与えるかを調査します。多孔質粒子は屈折率が低いため、不透明度と偏光率の両方に影響します。ミー干渉パターンが弱く、粒子サイズが数百ミクロンを超える場合、多孔質粒子はコンパクト粒子よりもmm波長での不透明度が低くなります。その結果、多孔質粒子を使用すると推定されるダスト質量は最大6倍になる可能性があります。緻密粒子と多孔質粒子の最も大きな違いは、散乱特性です。多孔質粒子は粒子サイズの範囲が広く、ダストの自己散乱による高い直線偏光により、mm-cmサイズの粒子で偏光観察を説明できるようになります。ベイジアンアプローチでは、多孔質粒子を使用して、HLタウディスクの多波長連続体とアルマ望遠鏡とVLAからのミリメートル偏光観測を適合させます。サイズが1mm～1mの適度に多孔質の粒子は、特に20～60auの領域での連続観測と偏光観測の両方を説明できます。HLタウの粒子が多孔質である場合、現在の分極観察から多孔率は70%～97%になるはずです。また、今後のより長波長での自己散乱直線偏光の観測（ALMAB1やngVLAなど）では、粒子の多孔性とサイズがさらに制約される可能性があると予測しています。
テス・ケック調査。 15. 108 個の TESS 惑星とその主星の正確な性質
| Title |
The_TESS-Keck_Survey._XV._Precise_Properties_of_108_TESS_Planets_and_Their_Host_Stars |
| Authors |
Mason_G._MacDougall,_Erik_A._Petigura,_Gregory_J._Gilbert,_Isabel_Angelo,_Natalie_M._Batalha,_Corey_Beard,_Aida_Behmard,_Sarah_Blunt,_Casey_Brinkman,_Ashley_Chontos,_Ian_J._M._Crossfield,_Fei_Dai,_Paul_A._Dalba,_Courtney_Dressing,_Tara_Fetherolf,_Benjamin_Fulton,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Rae_Holcomb,_Andrew_W._Howard,_Daniel_Huber,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Molly_Kosiarek,_Jack_Lubin,_Andrew_Mayo,_Teo_Mo\v{c}nik,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Daria_Pidhorodetska,_Alex_S._Polanski,_Malena_Rice,_Paul_Robertson,_Lee_J._Rosenthal,_Arpita_Roy,_Ryan_A._Rubenzahl,_Nicholas_Scarsdale,_Emma_V._Turtelboom,_Dakotah_Tyler,_Judah_Van_Zandt,_Lauren_M._Weiss,_and_Samuel_W._Yee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00251 |
私たちは、TESS-KeckSurvey(TKS)サンプルを構成する108個の惑星候補をホストする85個のTESS興味対象(TOI)の恒星および惑星の特性を示します。私たちは測光、高解像度分光法、ガイア視差を組み合わせて、精密かつ正確な星の特性を測定します。次に、これらのパラメーターをライトカーブ処理パイプラインへの入力として使用して、惑星信号を復元し、その通過特性を均一に適合させます。これらの通過フィットの中で、少なくとも3つの多惑星系(TOI-1136、TOI-1246、TOI-1339)と少なくとも1つの単一惑星系(TOI-1279)の間で重大な通過タイミングの変動が検出されました。また、サンプル全体の惑星から星までの半径比$R_p/R_\star$の不確実性も、元のTOIカタログ値の中央値8.8$\%$から、更新された値では3.0$\%$まで削減しました。結果。この改善により、小さなTKS惑星間の半径ギャップを回復することができ、サンプル間の半径ギャップのトポロジーがケプラー惑星間で測定されたものとほぼ一致していることがわかりました。ここで提示された恒星および惑星の特性は、個々のTOIと、惑星の特性、システムダイナミクス、および惑星系の進化におけるより広範な傾向の両方の追跡調査を容易にするでしょう。
連星小惑星モデルにおける相対平衡と周期軌道
我々は、相互の重力引力の下で移動する2つの小惑星(小さいが正の質量を持つ)と2つの初星の重力引力(はるかに大きな質量を持つ)の下で移動する2つの小惑星問題と呼ばれる平面四天体モデルを提示します。2つの小惑星よりも)質量中心の周りを均一な円運動で移動します。バイナリ小惑星モデルには(少なくとも)6つの相対平衡と(少なくとも)10の周期軌道の1パラメータ族があり、そのうちの2つはヒル型であることを示します。周期軌道の6つの相対平衡と8つの1パラメータ族の存在は、主星が等しい質量を持ち、小惑星が等しい質量を持ち、小惑星の位置が対称であるというバイナリ小惑星問題の縮小によって得られます。起源。残りの2つの1パラメーター周期軌道群は彗星型であり、連星小惑星問題で直接得られます。
ハビタブルゾーンのスーパーアース大気中のヘイズの湿った進化
| Title |
Humid_Evolution_of_Haze_in_the_Atmosphere_of_Super-Earths_in_the_Habitable_Zone |
| Authors |
Julien_Maillard,_Nathalie_Carrasco,_Christopher_P._R\"uger,_Audrey_Chatain,_Isabelle_Schmitz-Afonso,_Chad_R._Weisbrod,_Laetitia_Bailly,_Emilie_Petit,_Thomas_Gautier,_Amy_M._McKenna,_and_Carlos_Afonso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00276 |
光化学ヘイズは、おそらく主星のハビタブルゾーン内で形成され、比較的穏やかな温度の系外惑星の化学的および放射バランスに大きく寄与すると予想されている。したがって、湿気が存在すると、ヘイズ粒子が雲の凝結核として機能し、水滴の形成を引き起こす可能性があります。現在の研究では、光化学ヘイズと湿度の間のこのような密接な相互作用が、ヘイズを構成する有機含有量と、プレバイオティクスの可能性の高い有機分子を生成する能力に及ぼす化学的影響に興味を持っています。この目的のために、私たちは、タイタンの豊富な有機光化学と、ハビタブルゾーンの系外惑星に期待される湿潤な条件と一致する、窒素が支配的なスーパーアース系外惑星を組み合わせることにより、スイートスポットを実験的に探索します。時間の経過とともに酸素化種の相対量が対数的に増加し、わずか1か月後にはO含有分子が優勢になります。このプロセスの迅速さは、窒素に富む有機ヘイズの湿った進化が、高いプレバイオティクスの可能性を備えた効率的な分子源を提供することを示唆しています。
FADO を使用した MUSE からのクラゲ銀河の空間的に解決された自己矛盾のないスペクトル モデリング: 質量と剥離強度の傾向
| Title |
Spatially_resolved_self-consistent_spectral_modelling_of_jellyfish_galaxies_from_MUSE_with_FADO:_trends_with_mass_and_stripping_intensity |
| Authors |
Gabriel_M._Azevedo,_Ana_L._Chies-Santos,_Rog\'erio_Riffel,_Jean_M._Gomes,_Augusto_E._Lassen,_Jo\~ao_P._V._Benedetti,_Rafael_S._de_Souza,_Quanfeng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00049 |
我々は、ESO/MUSEで観測された61個のクラゲ銀河と47個の対照銀河の空間分解された恒星集団解析を提示し、剥離強度と質量の関数として恒星集団の一般的な傾向を理解しようとしています。これはGASPプログラムの公開サンプルで、$0.01<z<0.15$および$8.9<\log(M_{\star}/M_{\odot})<12.0$です。スペクトル集団合成コードFADOを適用して、恒星と星雲の両方の寄与をソースのスペクトルに自己矛盾なく適合させます。我々は、統合入れ子ラプラス近似({\scinla})を使用して、銀河の平均恒星年齢、金属量、気相酸素存在量、星形成率の2D形態マップを提示します。これは、拡張ソースの空間データを再構成するのに効率的です。「極端なストリッピング」銀河と「ストリッピング」銀河は、通常、他のタイプの銀河よりも若いことがわかります。恒星と星雲の金属量に関しては、「ストリッピング」銀河と「制御パッシブ」銀河が最も金属が少ない。クラゲクラスターメンバーの位相空間に基づいて、図のさまざまな領域の年齢、金属量、存在量の傾向がわかります。同じ量の半径方向プロファイルも計算します。剥離と星の質量の両方がプロファイルに影響を与えているようであり、さまざまなグループと個別の質量ビン間の違いが見られることがわかりました。異なる質量ビンの動径プロファイルは、乱れのない銀河について文献ですでに示されている関係を示しています。つまり、年齢と金属量のプロファイルは質量とともに増加する傾向があります。しかし、$\sim0.75$有効半径を超えると、最も重い銀河の年齢は、より低い質量の銀河の年齢と同等かそれより低くなります。
GECKOS: エッジオン銀河の深い観測で銀河の進化を味方につける
| Title |
GECKOS:_Turning_galaxy_evolution_on_its_side_with_deep_observations_of_edge-on_galaxies |
| Authors |
J._van_de_Sande,_A._Fraser-McKelvie,_D._B._Fisher,_M._Martig,_M._R._Hayden,_and_the_GECKOS_Survey_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00059 |
私たちは、新しいESOVLT/MUSEの大規模プログラムであるGECKOS(エッジオン銀河とその化学二峰性、運動学、太陽環境への流出の一般化)を紹介します。GECKOSの主な目的は、銀河考古学と近くの銀河の積分フィールド分光観測を結び付けることにより、円盤形成の重要な物理的プロセスの変動を明らかにすることです。エッジオン銀河はこの作業に最適です。エッジオン銀河により、厚い円盤に刻まれた集合履歴を解きほぐすことができ、流出に関する最大の洞察が得られます。35個の近くにあるエッジオン円盤銀河のGECKOSサンプルは、広範囲の星形成速度、バルジ対全体の比率、箱状バルジと非箱状バルジにわたる銀河の集合履歴と特性を追跡するように設計されています。GECKOSは、星の存在量、年齢、運動学のほか、イオン化ガスの金属量、イオン化パラメータ、圧力、流入および流出の運動学を空間的に分解して測定します。円盤銀河の化学力学的全体像を構築するためのすべての重要なパラメータ。これらのデータを使用して、私たちは銀河解析手法をより広範囲の銀河集団に拡張し、銀河進化の多様なメカニズムを調査しながら、詳細な天の川研究の恩恵を享受することを目指しています。
銀河の夜明けにおける窒素濃縮と星団形成
| Title |
Nitrogen_enrichment_and_clustered_star_formation_at_the_dawn_of_the_Galaxy |
| Authors |
Vasily_Belokurov_and_Andrey_Kravtsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00060 |
異常に高い窒素対酸素存在比[N/O]は、天の川銀河(MW)の野星の間の球状星団(GC)、さらには$z\約11$銀河のガス中でも観察されている。APOGEEデータリリース17とガイアデータリリース3のデータを使用して、MWの高[N/O]星のほとんどが、円盤以前の初期に大規模な結合星団の中でその場で誕生したことを示すいくつかの独立した証拠を提示します。ギャラクシーの進化。具体的には、金属量[Fe/H]、エネルギー、角運動量$L_z$、低金属量高[N/O]星の距離の分布が、オーロラ集団の星の対応する分布と一致することを示します。in-situGC。また、その場場の高[N/O]星の割合$f_{\rmN/O}$が、金属量の減少とともに急速に増加することも示した。金属量が$\rm[Fe/H]=-1.5$から$\rm[Fe/H]=-0.9$に進化する時代の間に、銀河はスピンアップし、乱流のオーロラ状態から一貫して回転する円盤に移行します。この変革には多くの質的変化が伴います。特に、スピンアップ($\rm[Fe/H]\lesssim-1.5$)の前には、GN-z11で観察されたものと同様の高いN/O存在量が、$\約50\%までは一般的であったことを示します。-70\%$のその場星の星は、巨大な束縛された星団として形成されました。$\rm[Fe/H]\gtrsim-0.9$における$f_{\rmN/O}$の劇的な低下は、円盤が出現した後、束縛された大質量星団を形成する星の割合が2桁減少することを示しています。
Cosmic NoonでのデュアルQSO候補
| Title |
A_Candidate_Dual_QSO_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Eilat_Glikman,_Rachel_Langgin,_Makoto_A._Johnstone,_Ilsang_Yoon,_Julia_M._Comerford,_Brooke_D._Simmons,_Hannah_Stacey,_Mark_Lacy_and_John_M._O'Meara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00068 |
我々は、宇宙のブラックホールと恒星の質量成長のほとんどが起こった「宇宙正午」として知られる時代の赤方偏移であるz=1.889でのデュアルQSO候補の発見を報告する。この音源は、ハッブル宇宙望遠鏡による塵で赤くなったQSOのWFC3/IR画像で特定されました。この画像には、投影距離0.26インチ(2.2kpc)にある2つの近接した点音源が示されていました。この赤いQSOは、赤いQSOかどうかを調査するためのイメージングの対象となりました。銀河は合体銀河によってホストされており、その後、この系の空間分解能STISスペクトルを取得し、可視スペクトル範囲をカバーし、2つの異なるQSOコンポーネントの存在を確認しました。また、1.4GHzのVLBAによる高解像度連続電波観測も取得しました。(21cmLバンド)を観測し、光学位置と一致する2つの音源を発見しました。音源は同様のブラックホール質量、ボロメトリック光度、およびラジオラウドネスパラメーターを持っています。しかし、それらの色と赤みは大きく異なります。赤いQSOほどエディントン比が高くなります。,以前の発見と一致しています.私たちは重力レンズの可能性を検討し、それには極端でありそうもない条件が必要であることがわかりました.本物のデュアルQSOとして確認されれば、このシステムは塵の赤化を銀河と超大質量ブラックホールの合体に結びつけるでしょう,二重AGNのサンプルを検索するための新しい集団を開拓します。
粉塵減衰スケーリング関係とその進化を解明する
| Title |
Unravelling_the_Dust_Attenuation_Scaling_Relations_and_their_Evolution |
| Authors |
Gabriel_Maheson,_Roberto_Maiolino,_Mirko_Curti,_Ryan_Sanders,_Sandro_Tacchella_and_Lester_Sandles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00069 |
私たちは、SDSSスペクトルの大規模なサンプルを使用して、$\rmH_{\alpha}/\rmH_{\beta}$Balmerの減少によって追跡される塵の減衰の銀河特性への依存性を調査します。私たちは、偏相関係数(PCC)とランダムフォレスト(RF)解析の両方を使用して、銀河内の塵の減衰を直接的かつ主に引き起こす銀河パラメータと、二次的な依存関係によって間接的にのみ相関するパラメータを区別します。銀河の傾きが制御されると、塵の減衰は主に星の質量に依存し、次に金属性と速度分散に依存することがわかりました。これらの量への依存性を考慮すると、星形成速度への依存性はなくなります。星の質量と金属量への依存性は星間物質の単純な解析方程式に基づいて予測されていましたが、速度分散への依存性は予測されていなかったため、それを説明するための可能なシナリオについて議論します。バルマー減分に関する分散を最小限に抑え、バルマー減分の一次依存性と二次依存性を換算質量$\mu=\log{\として定義される単一のパラメーターにカプセル化する、この多次元パラメーター空間の射影を特定します。rmM}_{\star}+3.67[{\rmO/H}]+2.96\log(\sigma_v/100~km~s^{-1})$。この単一パラメータに対するバルマー減分の依存性が高い赤方偏移でも維持されることを示し、塵の生成と分布を制御するプロセスは、少なくともz$\sim$2までの宇宙時代を通して大きく変化しないことを示唆しています。
国際 LOFAR 望遠鏡による低周波数での高赤方偏移銀河と原始星団の VLBI イメージング
| Title |
VLBI_Imaging_of_high-redshift_galaxies_and_protoclusters_at_low_radio_frequencies_with_the_International_LOFAR_Telescope |
| Authors |
C._M._Cordun,_R._Timmerman,_G._K._Miley,_R._J._van_Weeren,_F._Sweijen,_L._K._Morabito,_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00071 |
明るく超急峻なスペクトルの電波源は、高い赤方偏移で大質量銀河と優先的に関連付けられることは長い間知られていました。ここでは、最も遠くに形成されている巨大銀河や原始銀河団を研究するためにLOFARを使用することの実現可能性と重要性を実証するために、そのような天体を対象としたパイロットプロジェクトについて説明します。我々は、国際LOFAR望遠鏡(ILT)を使用して、4つの高赤方偏移($z>2$)の高輝度電波銀河を144MHzの秒角以下の解像度で撮影することに成功しました。私たちのターゲットは、4C41.17($z=3.8$)、「蟻塚」、B20902+34($z=3.4$)、4C34.34($z=2.4$)、および4C43.15($z=2.5$)でした。それらの低周波形態と低周波スペクトル指数の空間分布がマッピングされ、利用可能な光学、赤外線、およびX線画像と比較されました。$z=3.8$のアリ塚と$z=3.4$のB20902+34の両方で、最も急峻な電波放射の位置は、電離ガスハローを放射するLy$\alpha$と一致します。私たちのパイロットプロジェクトは、ILTがその優れた感度と低周波数での高い角度分解能により、初期宇宙における大質量銀河、銀河団、および超大質量ブラックホールの共進化と相互作用を研究するためのユニークな施設であることを実証しました。
高温で回転する CGM 流入による円盤銀河への降着
| Title |
Accretion_onto_disk_galaxies_via_hot_and_rotating_CGM_inflows |
| Authors |
Jonathan_Stern,_Drummond_Fielding,_Zachary_Hafen,_Kung-Yi_Su,_Nadav_Naor,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Eliot_Quataert_and_James_Bullock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00092 |
天の川銀河やその他の局所的な渦巻上で観測された降着速度は、宇宙論的な時間スケールで星形成を維持するのに必要な降着速度を下回っています。いくつかの宇宙論的シミュレーションによって示唆されているように、この目に見えない降着の潜在的な経路は、銀河周縁体(CGM)の体積を満たしている高温相($\sim10^6$K)への流入です。このような高温CGM降着流の近似的な軸対称解析解を導出し、流体力学シミュレーションで検証します。我々は、熱い流入が銀河に近づくにつれてスピンアップする一方で、熱い亜音速の準球形を維持することを示した。角運動量サポートの半径(天の川銀河の場合$\約15$kpc)で、熱い流れは円盤形状に平らになり、円盤で$\sim10^6$Kから$\sim10^4$Kまで冷却されます。ハローインターフェイス。冷却は、個々のガス雲のサブセットだけでなく、すべての高温ガスに影響を及ぼします。これは、銀河降着の「降水」モデルとは対照的に、高温流入による降着が局所的な熱不安定性に依存していないことを意味します。冷却と降着の前に、流入は$\simt_{\rmCool}/t_{\rmff}$ラジアンの回転を完了します。ここで、$t_{\rmCool}/t_{\rmff}$は、降着までの冷却時間です。銀河のすぐ外側の高温ガスにおける自由落下時間の比率。したがって、比率$t_{\rmCool}/t_{\rmff}$は、低赤方偏移螺旋上に降着するガス内の乱流の発達と磁場の強化を支配している可能性があります。我々は、熱い流入による降着が、$\およそ4$の円盤半径で観察された近くの薄い恒星円盤の切断を説明できると主張する。また、予測どおり、回転する熱い流入が天の川銀河サイズの円盤銀河で一般的である場合、その痕跡はX線望遠鏡、動的SZ測定、およびFRB探査で観測可能であるはずであることも示します。
イオン化ジェット候補サンプルの広帯域 VLA スペクトル線調査
| Title |
Broadband_VLA_Spectral_Line_Survey_of_a_Sample_of_Ionized_Jet_Candidates |
| Authors |
E._Sanchez-Tovar_(1),_E._D._Araya_(1,2),_V._Rosero_(3),_P._Hofner_(2,3),_and_S._Kurtz_(4)_((1)_Physics_Department,_Western_Illinois_University,_Macomb,_IL,_USA,_(2)_New_Mexico_Institute_of_Mining_and_Technology,_Physics_Department,_Socorro,_NM,_USA,_(3)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Socorro,_NM,_USA,_(4)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_Antig._Carr._a_P\'atzcuaro_8701,_58089,_Morelia,_Michoac\'an,_M\'exico.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00111 |
イオン化ジェット、分子流出、およびそれらの環境の間の相互作用の研究は、特にジェットと流出が降着円盤から外への角運動量の伝達の鍵であると考えられているため、大質量星形成を理解するために重要です。我々は、多数の電離ジェット候補を含む58個の高質量星形成領域のサンプルを対象とした、水素無線再結合線、OH線、NH$_3$線、CH$_3$OH線の低スペクトル分解能VLA調査を報告する。この観測結果は、連続電波を検出するために設計された調査によるものです。この研究の新しい側面は、広帯域VLAデータ内のスペクトル線を検索することです(他のデータセットの探索を容易にするために、この研究で開発されたスクリプトを提供します)。10個のソースに向けた25$\,$GHzCH$_3$OH遷移の検出を報告します。そのうち5つはNH$_3$の排出も示しています。CH$_3$OHとNH$_3$で検出された発生源のほとんどはイオン化ジェットまたはジェット候補として分類されており、輝線はこれらの発生源と一致するか、または非常に近い($\lesssim0.1$pc)ことを発見しました。したがって、これらの分子線は、ジェット/流出の発射場所近くの環境のプローブとして使用できる可能性があります。無線再結合線は検出されませんでしたが、積み重ねられたスペクトルのRMSノイズが放射計の方程式に従って減少することがわかりました。したがって、より明るい自由連続体光源のサンプル中の無線再結合線の検出は可能であるはずです。この研究は、低解像度スペクトル線スキャンとしての広帯域VLA連続体観測の可能性を実証しています。
複数のクエーサー系の最近の発見を踏まえて青方偏移解釈を再考する
| Title |
Revisiting_Blueshift_Interpretation_In_Light_Of_Recent_Discovery_Of_Multiple_Systems_Of_Quasars |
| Authors |
Justin_Singh_and_Shirin_Haque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00255 |
この研究では、特定のクエーサー候補における輝線からの赤方偏移に関連する異常と、代わりに青方偏移解釈の実行可能性を調査します。サンプルはミリオンクエーサーカタログ(MILLIQUAS)から取得され、赤方偏移が1より大きい未確認のクラスを表しています。このサンプルはさらにスペクトルが利用可能なものに限定され、合計208個の候補が得られました。この論文では、サンプルの50%に関する予備的な結果と、報告された赤方偏移および提案された青方偏移の解釈を示します。サンプルの38%のサブセットは、青方偏移解釈と比較して、報告された赤方偏移とは異なる、分析からの輝線の最良の赤方偏移解釈を使用してさらに分析されました。各解釈の下で未確認の線の数を比較したところ、赤方偏移解釈の下では未確認の線の数がより多く、有意水準0.05で統計的に異なることが判明しました。最大線値と最小線値の間の平均差も比較され、赤方偏移では0.0417、青方偏移では0.01742の平均差があり、統計的に異なることが判明しました。分析されたサンプルの89.4%は、青方偏移仮説に基づいて全体的により良い解釈を提供しました。これは、クエーサーと視線のダイナミクスに影響を与える新しい発見に照らして、この可能性も考慮することが重要であることを示しています。
野辺山45m CO J=1-0 $z\約0.3$での明るいタイプ1 AGNの観測
| Title |
Nobeyama_45-m_CO_J=1-0_Observations_of_Luminous_Type_1_AGNs_at_$z\approx0.3$ |
| Authors |
Tomonari_Michiyama,_Ming-Yang_Zhuang,_Jinyi_Shangguan,_Hassen_M._Yesuf,_Hiroyuki_Kaneko,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00411 |
私たちは、明るい($L_{\rmbol}>10^{46}\,{\rmerg\,s^{-1}}$)タイプ1の活動銀河を擁する10個の銀河のCOJ=1-0観測を実行しました。野辺山45メートル電波望遠鏡による原子核（AGN）の観察。星雲塵の高い消滅($A_{\rmV}$)に基づいて、分子ガスが豊富であると予想されるため、ターゲットが選択されます。しかし、どのターゲットからも顕著なCO輝線は検出されませんでした。COJ=1-0の光度の上限は、星雲$A_{\rmV}$から推測される分子ガス質量を考慮すると、予想よりも低くなります。この矛盾は、恒星吸収補正の不足による$A_{\rmV}$値の過大評価が原因である可能性があります。より信頼性の高い$A_{\rmV}$値を考慮すると、野辺山45-mによるCOJ=1-0の不検出は自然です。これは、我々の結果が文献で提案されている$A_{\rmV}$から分子ガス質量への変換方法と矛盾しないことを示唆しています。この調査は、明るいAGNが存在する銀河の分子ガス含有量の測定や推定を改善するには、CO観測と同様に注意深い$A_{\rmV}$測定が依然として必要であることを示唆している。
26個の明るい連続銀河におけるLy$\alpha$減衰翼吸収で得られた$z=7-12$における中性水素分率とイオン化気泡サイズのJWST測定
| Title |
JWST_Measurements_of_Neutral_Hydrogen_Fractions_and_Ionized_Bubble_Sizes_at_$z=7-12$_Obtained_with_Ly$\alpha$_Damping_Wing_Absorptions_in_26_Bright_Continuum_Galaxies |
| Authors |
Hiroya_Umeda,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Yuichi_Harikane,_Yoshiaki_Ono,_Yi_Xu,_Yuki_Isobe,_Yechi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00487 |
再電離期における銀河の翼吸収を減衰させるLy$\alpha$を用いて測定した、体積平均の中性水素割合$x_{\rm\HI}$と電離気泡半径$R_{\rmb}$を示します。CEERS、GO-1433、DDT-2750プログラムによって取得されたJWST/NIRSpecスペクトルを組み合わせて、$7<z<12$で26個の明るいUV連続体銀河を取得します。赤方偏移によってビン化された4つの複合スペクトルを構築し、静止系$1216$\AA\で高赤方偏移に向かうスペクトルの平坦化の明らかな進化を見つけました。これは、Ly$\alpha$減衰翼の吸収の増加を示唆しています。Ly$\alpha$放出と銀河周縁媒体の吸収を含む現実的なテンプレートを使用して、合成スペクトルにおけるLy$\alpha$減衰翼吸収を推定します。$x_{\rm\HI}$の銀河間媒質内の銀河の周りに$R_{\rmb}$を持つ電離バブルがある標準的な裏返し再電離像を仮定すると、$x_{\rm\HIが得られます。}$($R_{\rmb}$)の値は、$x_{\rm\HI}={0.46}^{+0.36}_{-0.32}$から${0.83}^{+まで単調増加(減少)します。0.12}_{-0.21}$($R_{\rmb}={1.49}^{+0.37}_{-0.43}\times10^2$から${5.04}^{+8.06}_{-3.73}$comovingMpc)、赤方偏移$7.140^{+0.039}_{-0.076}$から$9.801^{+1.599}_{-1.164}$。$x_{\rm\HI}$の赤方偏移の変化は、宇宙マイクロ波背景放射の電子散乱とエスケープ率$f_{\rmesc}\を伴うUV視度関数の変化から示唆されるものと一致する中程度に遅い再電離履歴を示しています。シメク0.17ドル。私たちの$R_{\rmb}$測定値は、特定の$x_{\rm\HI}$について解析計算によって推定された宇宙の平均値よりも約20倍大きく、一方、私たちの$R_{\rmb}$測定値は同等です最近の数値シミュレーションによって予測された、明るい銀河の周りの結合電離泡の値を使用します。
AGNスイッチオフ後の生命：化石銀河流出の進化と性質
| Title |
Life_after_AGN_switchoff:_evolution_and_properties_of_fossil_galactic_outflows |
| Authors |
Kastytis_Zubovas,_Gediminas_Maskeli\=unas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00518 |
活動銀河核(AGN)によって引き起こされる銀河全体の流出は、銀河の進化の重要な要素です。分析計算によると、このような流出には大きな慣性があり、AGN自体が消滅した後も長期間持続する可能性がある。我々は、理想化された銀河バルジにおける流出の流体力学的シミュレーションを使用して、これらの「化石」AGN流出の伝播を調査します。私たちは、化石の流出はガスの少ない銀河ではよくあるはずだが、ガスが豊富な銀河ではめったに形成されないことを発見した。一般に、化石流出の数は、局所宇宙では駆動による流出の数を数倍上回るはずであり、おそらく高赤方偏移ではさらに多くなるはずです。化石流出物が形成されると、化石流出物は偏って核から離れる傾向があり、駆動された対応物よりも低温で、より顕著な分子相を持ちます。空間分解観察や多相観察は、化石AGNの流出と、同様の統合特性を持つ星形成によるAGN流出を区別するのに役立ちます。我々は、流出の空間分解能観察を多数検討し、そのほとんどが化石流出の存在の証拠を示し、時には小規模な駆動流出も伴うことを示唆している。
地下実験室 JUNA が恒星の元素合成に光を当てる
天体物理学的に重要な核反応断面積を測定するための極めて低いバックグラウンド実験が、世界で最も深い地下実験室である京平地下核天体物理学実験室(JUNA)で実施されています。高精度の測定は、天体における元素合成プロセスを理解し、ポップの第一世代で発見された原子核の起源に関する謎を解決するための信頼できる情報を提供します。宇宙のIII星と太陽系の隕石SiC粒子。
z ~ 6.5 の星形成銀河の ISM および CGM からの [CII]、[CI]、[OIII] および CO 線放射の高解像度モデリング
| Title |
High_resolution_modeling_of_[CII],_[CI],_[OIII]_and_CO_line_emission_from_the_ISM_and_CGM_of_a_star_forming_galaxy_at_z_~_6.5 |
| Authors |
Alice_Schimek,_Davide_Decataldo,_Sijing_Shen,_Claudia_Cicone,_Bernhard_Baumschlager,_Eelco_van_Kampen,_Pamela_Klaassen,_Piero_Madau,_Luca_Di_Mascolo,_Isabel_Montoya_Arroyave,_Tony_Mroczkowski,_Jessie_Harvir_Kaur_Warraich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00583 |
銀河周縁媒質(CGM)は銀河進化の重要な構成要素ですが、これまでのところ、その物理的性質はあまり制約されていません。現時点では、CGMの低温で高密度のガス部分の制約に関して収束に達した宇宙論的シミュレーションはありません。このようなコンポーネントは観察するのも難しく、提案されているアタカマ大口径サブミリ望遠鏡(AtLAST)のような、拡張された拡散放射に対して高感度のサブミリ波機器が必要です。[CII]、[CI](1-0)、[CI](2-1)、CO(3-2)、および[OIII]ライン排出をモデル化するための最先端の理論的取り組みを紹介します。銀河の。高解像度の宇宙論的ズームインシミュレーションPonosを使用します。これは、z=6.5($M_*=2\times10^9~M_{\odot}$)で大規模な合体を起こしている星形成銀河系を表しています。光イオン化コードCloudyに基づいて、さまざまなモデリングアプローチを採用しています。私たちの基準モデルは、RamsesRTとKromeによる放射伝達後処理を使用して現実的なFUV放射フィールドを作成し、文献で採用されているサブグリッドモデリングアプローチと比較します。異なるモデリングアプローチ間では、光度や、異なる気相や銀河成分の寄与に大きな違いがあることがわかりました。[CII]はモデル依存性が最も低いガストレーサーですが、[CI](1-0)とCO(3-2)はモデル依存性が非常に高くなります。すべてのモデルにおいて、CGMからの[CII](最大$\sim$10%)および[OIII](最大$\sim$20%)の排出に大きく寄与していることがわかります。[CII]と[OIII]はCGMの異なる領域を追跡します。[CII]は降着フィラメントと潮汐尾から発生し、[OIII]は主円盤を囲むふくらんだハローを追跡し、おそらくSNフィードバックに関連しています。私たちは、ALMAとAtLASTによる現在および将来のサブミリ観測の文脈で結果を議論します。
$z=9-11$ の若い星形成銀河における極端に減衰したライマン $\alpha$ 吸収
| Title |
Extreme_damped_Lyman-$\alpha$_absorption_in_young_star-forming_galaxies_at_$z=9-11$ |
| Authors |
Kasper_E._Heintz,_Darach_Watson,_Gabriel_Brammer,_Simone_Vejlgaard,_Anne_Hutter,_Victoria_B._Strait,_Jorryt_Matthee,_Pascal_A._Oesch,_P\'all_Jakobsson,_Nial_R._Tanvir,_Peter_Laursen,_Rohan_P._Naidu,_Charlotte_A._Mason,_Meghana_Killi,_Intae_Jung,_Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Abdurro'uf,_Dan_Coe,_Pablo_Arrabal_Haro,_Steven_L._Finkelstein,_Sune_Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00647 |
銀河形成の始まりは、中性の原始的なガスが最初の原銀河ハローに降下することによって始まると考えられています。しかし、宇宙初期には、銀河の中の中性原子水素(HI)の存在量に関する直接的な制約を得ることが困難でした。今回我々は、ビッグバン後の約$400-600$Myrの赤方偏移$z=8.8-11.4$にある3つの銀河のJWSTによる分光観測を紹介する。これは強い減衰したライマン$\alpha$吸収($N_{\rmHI})を示している。>10^{22}$cm$^{-2}$)は、局所周囲のHIからの影響であり、これらの赤方偏移における中性銀河間物質によって引き起こされるライマン$\alpha$吸収を一桁超えています。したがって、これらの初期銀河は、少なくとも現在の進化段階では、再電離に大きく寄与しているとは考えられません。銀河形成のシミュレーションによると、宇宙の歴史の初期に若い銀河を取り囲むこのような巨大なガスの貯蔵庫は、進行中の銀河形成の兆候であることが示されています。
姿を変える活動銀河核 NGC 3516 の長期光スペクトル監視 -- II．ブロードラインプロファイルの変動
| Title |
Long-term_optical_spectral_monitoring_of_a_changing-look_active_galactic_nucleus_NGC_3516_--_II._Broad-line_profile_variability |
| Authors |
Luka_C._Popovi\'c,_Dragana_Ili\'c,_Alexander_Burenkov,_Victor_Manuel_Pati\~no_\'Alvarez,_Sladjana_Marceta-Mandi\'c,_Jelena_Kovacevi\'c_-_Dojcinovi\'c,_Elena_Shablovinskaya,_Andjelka_B._Kovacevi\'c,_Paola_Marziani,_Vahram_Chavushyan,_Jian-Min_Wang,_Yan-Rong_Li,_Evencio_G._Mediavilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00669 |
私たちは、25年という長い期間にわたる、「見た目が変化する」活動銀河核(CL-AGN)NGC3516の広範なH$\beta$線プロファイルの変動性を分析します。ブロードラインプロファイルで観察された変化は、ブロードライン領域(BLR)の形状の変化を示している可能性があります。スペクトル線プロファイルを使用して、NGC3516のBLRの運動学と寸法の変化を調査することを目的としています。考えられる2つのシナリオを検討します。つまり、ブロードライン放射の変化は、電離連続体放射の減少またはBLRの遮蔽によって引き起こされます。外側の埃っぽい領域によって。この研究により、このAGNのCLメカニズムを解明することを目的としています。H$\beta$線の周囲のスペクトルバンドと広いH$\beta$線パラメータ、およびそれらが時間の経過とともにどのように変化するかを分析します。降着円盤からの発光と円盤の外側の周囲領域からの発光が重ね合わされていると仮定して、ブロードラインプロファイルをモデル化します。タイプ1の活動フェーズでは、BLRが非常に複雑であることがわかります。ブロードラインのウィングに寄与する透明なディスク状のBLRと、ラインコアに寄与する追加の中間ライン領域(ILR)があります。高活性相では、ILR発光は線の中心に近くなります(場合によってはわずかに赤にシフトします)。一方、低活性相(つまり、タイプ2相)では、ILR成分は線の中心に大きくシフトします。青色は流出を示します。私たちは、NGC3516の外観の変化メカニズムは、外側の隠蔽領域ではなく、むしろ固有の効果と関連していると提案します。ダストがBLRの内部に侵入し、ダストの多いBLRを形成する低活動段階で重要な役割を果たしている可能性はまだあります。このようにして、イオン化率と再結合率が低下します。
本当に選んでいいのでしょうか？シミュレーションによる観測におけるガイア・エンケラドゥス/ソーセージ星のさまざまな選択のベンチマーク
| Title |
Can_we_really_pick_and_choose?_Benchmarking_various_selections_of_Gaia_Enceladus/Sausage_stars_in_observations_with_simulations |
| Authors |
Andreia_Carrillo,_Alis_J._Deason,_Azadeh_Fattahi,_Thomas_M._Callingham,_Robert_J._J._Grand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00770 |
大規模な分光調査とガイア天文測定により、銀河の内側の恒星のハローがガイアエンケラドゥス/ソーセージ(GES)の破片によって支配されていることがわかりました。豊富なデータが手元にあるため、これらの降着星が選択される方法は無数にあります。我々は、APOGEEとGaiaから構築されたデータを使用して、これらのGES選択と、推定される前駆体の特性に対するそれらの影響を調査します。観測では、離心率、エネルギー角運動量(E-Lz)、ラジアル作用角運動量(Jr-Lz)、作用ダイヤモンド、および[Mg/Mn]-[Al/Fe]で行われた選択を調査し、144個の中から選択します。そして、その場や他の降着星からのさまざまな汚染を伴う1,279個のGES星。また、ぎょしゃ座の宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、さまざまなGES力学的選択のベンチマークを行います。同じ観測上のGESカットをGESを使用して9つのぎょしゃ座銀河に適用したところ、サンプルの純度にはJr-Lz法が、完全性には離心率法が最適であることがわかりました。GESの平均金属量(-1.28<[Fe/H]<-1.18)を考慮して、$z=0$質量金属量関係を使用して、$\sim4の平均$\rmM_{\star}$を求めます。\times10^{8}$$\rmM_{\odot}$。同様の手順を採用して、ぎょしゃ座のGESのようなシステムに対して$\rmM_{\star}$を導出したところ、離心率法は真の$\rmM_{\star}$を$\sim2.6\timesだけ過大評価していることがわかりました。$一方、E-Lzは$\sim0.7\times$だけ過小評価します。最後に、金属度勾配とGESとその場エネルギー比の関係を使用して、GESの総質量を$\rm10^{10.5-11.1}~M_{\odot}$と推定します。結局のところ、私たちはGESスターをどのように選択するかを単に「選んで選ぶ」ことはできず、その代わりに科学への疑問によって動機付けられるべきです。
銀河分類用の量子強化サポート ベクター マシン
| Title |
A_quantum-enhanced_support_vector_machine_for_galaxy_classification |
| Authors |
Mohammad_Hassan_Hassanshahi,_Marcin_Jastrzebski,_Sarah_Malik_and_Ofer_Lahav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00881 |
銀河形態学は、銀河の物理的構造の進化を追跡する重要な指標であり、効率的かつ正確に銀河を分類するための機械学習技術に関する広範な研究の動機となってきました。量子コンピューターの出現により、量子ヒルベルト空間の大きな次元を活用することで、そのような分類の精度が大幅に向上する可能性について楽観的な見方が生まれました。この論文では、銀河を形態に基づいて分類するための量子強化サポートベクターマシンアルゴリズムを紹介します。このアルゴリズムには、カーネル行列の計算が必要です。このタスクは、古典的なコンピューターでは処理できないと推測されている量子回路を使用して、シミュレートされた量子コンピューターで実行されます。この結果は、従来のサポートベクターマシンアルゴリズムと量子強化サポートベクターマシンアルゴリズムの間で同様のパフォーマンスを示しています。$40$kのトレーニングサイズの場合、楕円と螺旋を区別するための受信機動作特性曲線は、古典アルゴリズムと量子強化アルゴリズムの両方で、曲線下領域(ROCAUC)が$0.946\pm0.005$になります。この研究は、天文学における量子機械学習の最初の応用例の1つであり、この分野でのさらなる応用の可能性を浮き彫りにしています。
低金属量の光解離領域からの 100 の新しい未確認の発光線
| Title |
One_hundred_new_unidentified_optical_emission_lines_from_a_low-metallicity_photodissociation_region |
| Authors |
William_J._Henney_(IRyA-UNAM,_Morelia,_Mexico)_and_Mabel_Valerdi_(INAOE,_Puebla,_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00894 |
我々は、小マゼラン雲のミニスターバースト星団NGC346の周囲の光解離領域(PDR)で、中性/分子ガスからの100以上の輝線の豊富なスペクトルを検出したことを報告します。我々はこれらの線に対してディープレッドライン（DRL）という用語を提案します。これらの線は6000オングストロームから9300オングストロームのスペクトル範囲に集中しており、Hベータラムダ4861水素再結合線の0.01%から0.4%倍の範囲の明るさを観測しています。DRLの大部分は、これまで天体星雲から検出されたことがありません。それらの一部は中性原子によるものである可能性がありますが、ほとんどは原子線遷移のデータベースに信頼できる特定がなく、一部は分子または分子イオンの遷移に対応する可能性があります。DRLの空間分布の分析により、DRLはPDRのさまざまな深さに由来し、中性窒素と酸素の既知の蛍光線によってプローブされた浅い層と、中性炭素の再結合によってプローブされたより遮蔽された層の間にミッシングリンクが存在することが示されました。線。他のPDRとの比較は、[CI]ラムダ8727ラインに関するDRLの相対強度が金属性の低下とともに急速に増加することを示しています。
ナノヘルツ確率重力波背景の起源: $z\gtrsim1$ 超大質量ブラックホール連星からの寄与
| Title |
The_origin_of_the_nano-Hertz_stochastic_gravitational_wave_background:_the_contribution_from_$z\gtrsim1$_supermassive_black-hole_binaries |
| Authors |
Jean_J._Somalwar_and_Vikram_Ravi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00898 |
ナノヘルツ重力波背景(GWB)は、背景が主に二元系SMBHから生じる場合、超大質量ブラックホール(SMBH)の形成と進化の重要なプローブとなります。GWBの振幅は、通常、周波数$1\,{\rmyr}^{-1}$における特性ひずみ$A_{\rm1yr}$として定量化され、次の重要な天体物理学的情報をエンコードしています。SMBHBの質量分布と赤方偏移分布を含む、SMBHバイナリ(SMBHB)集団。多くのパルサータイミングアレイからの最近の結果により、振幅$A_{\rm1yr}{\sim}2\times10^{-15}$の大きなGWB信号と一致する共通スペクトルノイズプロセスが特定されました。一般的な予測$A_{\rm1年}\lesssim10^{-15}$よりも高くなります。これらの予測は通常、SMBHの播種と進化に対する理論的動機に基づいているが非常に不確実な処方箋を前提としています。この研究では、SMBH進化のシンプルで柔軟なモデルを使用して、観測上の制約が与えられた場合のGWB振幅の可能な範囲を調査します。特に、堅牢な観測上の制約がほとんど存在しない、高赤方偏移($z\gtrsim1$)SMBHBがGWBに寄与する可能性があることに焦点を当てます。SMBH質量密度の多くが$z\sim1$によって確立されている場合、GWB振幅は基準予測より${\sim}0.5$dexも高くなる可能性があることがわかります。パルサーのタイミング制約を超えて、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡とレーザー干渉計宇宙アンテナからの高赤方偏移SMBH個体群の観測は、GWBに対する高$z$SMBHBの寄与を抑制するための鍵となるだろう。
JWST-ジェイド。 GN-z11 のハローの z=10.6 にある可能性のある集団 III のサイン
| Title |
JWST-JADES._Possible_Population_III_signatures_at_z=10.6_in_the_halo_of_GN-z11 |
| Authors |
Roberto_Maiolino,_Hannah_Uebler,_Michele_Perna,_Jan_Scholtz,_Francesco_D'Eugenio,_Callum_Witten,_Nicolas_Laporte,_Joris_Witstok,_Stefano_Carniani,_Sandro_Tacchella,_William_Baker,_Santiago_Arribas,_Kimihiko_Nakajima,_Daniel_Eisenstein,_Andrew_Bunker,_Stephane_Charlot,_Giovanni_Cresci,_Mirko_Curti,_Emma_Curtis-Lake,_Anna_de_Graaff,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Nimisha_Kumari,_Tobias_J._Looser,_Michael_Maseda,_Brant_Robertson,_Bruno_Rodriguez_Del_Pino,_Lester_Sandles,_Charlotte_Simmonds,_Renske_Smit,_Fengwu_Sun,_Giacomo_Venturi,_Christina_Williams,_Christopher_Willmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00953 |
集団III(PopIII)星として知られる、宇宙初期の純粋なガスから形成された第一世代の星を見つけることは、現代の天体物理学の最も重要な目標の1つです。最近のモデルは、PopIII星が、より進化した銀河のハローにある原始的なガスのポケットで形成される可能性があることを示唆しています。ここでは、$z=10.6$にある非常に明るい銀河GN-z11の周囲の領域のNIRSpec-IFUおよびNIRSpec-MSA観測を紹介します。これにより、HeII$\であることと一致する特徴の$>$5$\sigma$の検出が明らかになりました。GN-z11の赤方偏移におけるラムダ$1640の放射。この集団における推定HeII放射の非常に高い等価幅(170Å)と金属線の欠如は、PopIII星による光イオン化の観点から説明できるが、PopII星による光イオン化はデータと一致しない。また、推定上のPopIII星はトップヘビーの初期質量関数(IMF)を持っている可能性が高く、上限カットオフは少なくとも500M$_\odot$に達することも示されます。HeII線から推測されるPopIIIのボロメータ光度は$\sim2\times10^{10}~L_\odot$となり、これは(トップヘビーIMFを使用した場合)$\のバーストで形成された恒星の総質量を意味します。sim6\times10^{5}~M_\odot$。我々は、GN-z11の活動銀河核（AGN）による光イオン化は、銀河団内で観察されるHeIIの明るさを説明できないが、GN-z11の近くで観察される追加のHeII発光の原因となっている可能性があることを発見した。また、HeII塊がホストする降着直接崩壊ブラックホール(DCBH)によるその場光電離の可能性も考慮します。このシナリオはあまり有利ではないことがわかりましたが、別の解釈の可能性は残ります。また、GN-z11から生じて$\sim$2kpcまで広がるLy$\alpha$ハローと、おそらくAGNの電離円錐を追跡する、分解された漏斗状のCIII]発光の検出も報告する。
TeVハローからの超高エネルギーガンマ線の拡散放出
| Title |
Diffuse_Ultra-High-Energy_Gamma-Ray_Emission_From_TeV_Halos |
| Authors |
Ariane_Dekker,_Ian_Holst,_Dan_Hooper,_Giovani_Leone,_Emily_Simon,_Huangyu_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00051 |
LHAASO共同研究は最近、銀河面からの10TeV～1PeVのエネルギーにおけるガンマ線の拡散放射の測定結果を報告しました。この発光は、星間物質のみでの宇宙線相互作用から予想されるものよりも明るいが、この過剰の強度、スペクトル、形態は、天の川銀河を取り囲む「TeVハロー」から予測されるものとよく一致することを示す。パルサー人口。これらの結果は、TeVハローが超高エネルギーの空を支配しており、これらの天体が総スピンダウンパワーの$\sim5\%$を超高エネルギーおよび超高エネルギーの光子に変換しているという結論を裏付けています。
GW170817の残光をあらゆる角度から観察：連星中性子星合体の残光検出に期待
| Title |
The_afterglow_of_GW170817_from_every_angle:_Prospects_for_detecting_the_afterglows_of_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Brian_James_Morsony,_Ryan_De_Los_Santos,_Rubin_Hernandez,_Joshua_Bustamante,_Brandon_Yassuiae,_German_Astorga,_and_Juan_Parra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00076 |
現在までのところ、連星中性子星(BNS)の合体によって生成されたGW170817は、電磁(EM)対応物を伴う唯一の重力波イベントです。これは、即時短ガンマ線バースト(GRB)、光学キロノバ、および構造化された軸外相対論的ジェットの残光と関連していました。私たちは、重力波で発見された将来の合体が検出可能な残光を生成するという見通しをモデル化します。GW170817に適合するモデルを使用して、すべてのBNS合体が同じパラメーターを持つジェットを生成すると仮定し、観測者の角度、ISM密度、および距離の完全な分布に対する残光輝度をモデル化します。LIGO/VirgoO4の実行では、BNSとよく局在化した対応物との合併の30%～50%が、現在のX線、電波、光学の機器で検出可能な残光を持つことがわかりました。これまでに対応物が検出されていなければ、最大18%の残光が広範囲の無線および光学調査で検出可能であるのに対し、明るい(軸上の)ガンマ線の放出が予想される事象はわずか約5%です。したがって、検出される残光のほとんどは軸外のジェットからのものになります。さらに将来、A+時代(O5)には、合併の50%～60%が次世代のX線および無線機器で検出可能な残光を持つようになるでしょう。将来の広域電波調査機器、特にDSA-2000は、キロノバ対応機器がなくても、残光の50%を検出できる可能性があります。これらの残光を見つけて監視することは、相対論的ジェットの構造と多様性、合体がジェットを生成する速度、そして私たちの視線に対する合体の角度を制限することについての貴重な洞察を提供します。
高速無線バースト用途における光フォローアップはどの程度制限されますか?無線および光学調査の予測
| Title |
How_limiting_is_optical_follow-up_for_fast_radio_burst_applications?_Forecasts_for_radio_and_optical_surveys |
| Authors |
Joscha_N._Jahns,_Laura_G._Spitler,_Charles_R._H._Walker,_Carlton_M._Baugh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00084 |
高速電波バースト(FRB)は、ミリ秒の時間スケールで変化する初の宇宙論的電波源であり、宇宙のユニークな探査機となっています。提案されているFRBのアプリケーションの多くは、関連する赤方偏移を必要とします。これらは、FRBをそのホスト銀河に位置特定し、その後その赤方偏移を測定することによってのみ取得できます。今後のFRB調査では、多くのFRBの秒角位置特定が行われる予定ですが、そのすべてを専用の光学観測で追跡できるわけではありません。私たちは、既存および将来の光学調査によって赤方偏移でカタログ化されるFRBホストの割合を推定することを目的としています。いくつかのFRB調査をシミュレートするために集団合成コードfrbpoppyを使用し、ホスト銀河をシミュレートするために半解析銀河形成コードGALFORMを使用します。シミュレートされたFRBと調査でホスト銀河を含む部分の赤方偏移分布を取得します。FRBが宇宙の星形成速度に従うか星の質量に従うかに応じて、CHIMEFRBホストの20～40パーセントがSDSSのような調査で観測され、すべて$z<0.5$になります。より詳細なDELVE調査では、コヒーレント検索モードで見つかったASKAPFRBの63～85パーセントが検出されます。CHIMEFRBは$z\sim3$、SKA1-MidFRBは$z\sim5$に達しますが、地上ベースのフォローアップは$z\lesssim1.5$に限定されます。いくつかのFRBアプリケーションの結果について説明します。ASKAPFRBの$\sim1/2$が赤方偏移を測定した場合、1000個の検出されたFRBを使用して、95%の信頼性で$\Omega_\text{b}h_{70}$を$\sim10$パーセント以内に制限できます。既存の調査のデータに基づいて、最適化されたフォローアップのための戦略を提供します。データとコードが利用可能になります。
中年パルサーB1055-52のX線・近赤外観測とその多波長スペクトルと固有運動
| Title |
X-ray_and_near-infrared_observations_of_the_middle-aged_pulsar_B1055-52,_its_multiwavelength_spectrum,_and_proper_motion |
| Authors |
B._Posselt,_G._G._Pavlov,_O._Kargaltsev,_J._Hare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00185 |
中年期の$\gamma$線、X線、電波パルサーB1055-52のこれまでの観測では、X線束とスペクトルパラメータの変化の疑い、熱量の大幅な過剰など、いくつかの特異性が示されていました。X線熱スペクトルのレイリージーンズ拡張上の紫外(UV)スペクトルの成分、および光学帯域とX線帯域の間の非熱スペクトル成分の二重ブレークの可能性。PSRB1055-52はXMMニュートン天文台でX線で、ハッブル宇宙望遠鏡で近赤外線(NIR)で観測されました。XMMニュートン観測の分析は、パルサーのX線束と広帯域X線スペクトルの長期変化の概念をサポートしていません。以前のXMM-Newton観測よりも背景ノイズの影響が少ない観測モードを使用して、べき乗則(PL)スペクトルインデックスを$\alpha_X=-0.57^{+0.26}_{-0.25}$($F_{\nu}\propto\nu^{\alpha}$)は3～10keVのエネルギー帯にあります。NIR光学データから、色指数$E(B-V)=0.03$magのPL勾配$\alpha_O=-0.24\pm0.10$が得られます。NIR光学スペクトルとX線非熱スペクトルの傾きとフラックスは、パルサーの$\gamma$線放射とは異なり、X線放射によるNIRが同じPLで記述でき、同じメカニズムによって生成されることを示唆している。X線熱成分の延長を超えるUV熱成分の過剰は小さくなりましたが、消失せず、バルク表面温度の不均一性を示しています。NIRデータにより、値$\mu_\alpha=47.5\pm0.7\、{\rmmas\,yr}^{-1}$および$\mu_\delta=-8.7\の固有運動を正確に測定することもできます。午後0.7\,{\rmmas\,yr}^{-1}$。
高密度強結合物質におけるホログラフィックニュートリノ輸送
| Title |
Holographic_neutrino_transport_in_dense_strongly-coupled_matter |
| Authors |
M._J\"arvinen,_E._Kiritsis,_F._Nitti_and_E._Pr\'eau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00192 |
有限のバリオン密度とアイソスピン化学ポテンシャルにおける低温およびぬるま湯の強結合核物質の（おもちゃの）モデルを使用して、ニュートリノ輸送を研究します。完全な充電電流の2点相関子が強結合媒質内で計算され、ニュートリノ輸送に対するそれらの影響が分析されます。完全な結果は、縮退近似、流体力学的近似、拡散近似など、現在の相関器および分布のさまざまな近似と比較され、それらの成功についてコメントされます。さらなる改善についても議論します。
銀河内部領域からのMeVガンマ線拡散放射の起源
| Title |
The_origin_of_MeV_gamma-ray_diffuse_emission_from_the_inner_Galactic_region |
| Authors |
Naomi_Tsuji,_Yoshiyuki_Inoue,_Hiroki_Yoneda,_Reshmi_Mukherjee,_and_Hirokazu_Odaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00290 |
COMPTELによって$\sim~10^{-2}$MeVcm$^{-2}$s$^{-1}$sr$^{-1}の光束で測定された内部銀河放射の起源1～30MeVの範囲の$は、1994年の発見以来未解決のままです。私たちは、COMPTELと銀河の拡散放射によって解決されない個々の発生源を考慮して、この放射の起源を調査します。線源寄与は、硬X線およびGeVガンマ線範囲のエネルギースペクトルを補間することにより、Swift-BATとFermi-LATカタログ間で相互一致する線源および一致しない線源について推定されます。これにより、COMPTEL超過額の$\sim$20%のフラックスが発生します。銀河の拡散放射は、宇宙線とガンマ線のスペクトルをAMS-02、ボイジャー、フェルミLATによる観測と一致させるためにGALPROPによって計算され、COMPTEL放射の$\sim$30～80%のフラックスとなります。したがって、COMPTEL放射は、ソースと銀河拡散放射の組み合わせによって大まかに再現できることを示します。さらに、銀河系外放射と組み合わせて、MeVガンマ線範囲の全天画像を構築して、将来のミッションに向けた潜在的な興味深いターゲットを特定します。これは、ガンマ線源のスペクトルにおけるMeVギャップを埋めるために重要です。
注目の異方性奇妙な星: 観測データから制約を明らかにする
| Title |
Anisotropic_Strange_Stars_in_the_Spotlight:_Unveiling_Constraints_through_Observational_Data |
| Authors |
H._C._Das,_Luiz_L._Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00326 |
非常に質量が大きく、非常に軽くてコンパクトな天体が存在するという最近の示唆に触発されて、この手紙では、そのような天体が標準的なハドロン中性子星ではなく奇妙な星である可能性を再検討します。私たちは、局所異方性の存在の可能性と、それが奇妙な星の巨視的特性にどのような影響を与えるかを研究し、その結果を文献で提示されている最近の制約と比較します。異方性の存在により、$\lambda_{\rmBL}$の正の値では最大質量、正準星の半径、潮汐変形能が増加し、負の値ではその逆が増加することがわかりました。また、標準的なハドロン中性子星の理論と矛盾するいくつかの観測上の制約が、ストレンジ星を考慮すると容易に考慮できることも示します。
トアマンドの帰還: 最近の光潮汐破壊イベントからの準周期的噴火の特徴のヒント
| Title |
Tormund's_return:_Hints_of_quasi-periodic_eruption_features_from_a_recent_optical_tidal_disruption_event |
| Authors |
E._Quintin,_N._A._Webb,_S._Guillot,_G._Miniutti,_E._S._Kammoun,_M._Giustini,_R._Arcodia,_G._Soucail,_N._Clerc,_R._Amato,_C._B._Markwardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00438 |
準周期噴火(QPE)は、大規模なブラックホールの降着に伴う熱X線バーストを繰り返していますが、その正確な基礎となる物理的メカニズムはまだ不明です。我々は、XMM-Newtonアーカイブ内のQPEのアーカイブ検索中に発見された、新しい候補QPEソースAT2019vcb(ZTFコラボレーションによる愛称Tormund)を紹介します。2019年に$z=0.088$で光潮汐破壊現象(TDE)として初めて発見され、X線追跡調査ではQPEのような性質を示した。私たちの目標は、QPE候補としての堅牢性を検証し、QPEについての理解を深めるためにその特性を調査することです。私たちは、XMM-Newtonアーカイブ観測の過程で、この線源のX線スペクトル挙動の詳細な研究を実行しました。また、光源の現在の活動と全体の寿命を制約するための最近のスウィフトとNICERの追跡観測、および光学スペクトルの追跡調査についても報告します。最初の2つのSwift検出と、Tormundの30ksXMM-Newton露光の前半では、X線TDEに典型的な減衰する熱放射が示されました。しかし、暴露の後半では、温度の劇的な上昇（53eVから114eVへ）と0.2～2keVの光度（$3.2\times10^{42}$から$1.2\times10^{44}$ergs$^へ）が示されました。{-1}$)。NICERの最新の追跡調査では、最初の光学的TDEから3年以上経っても、線源が依然としてX線の明るさを維持していることが示されています。上昇フェーズのみが観察されましたが、Tormundは既知のQPEソース(eRO-QPE1)との強い類似性と、代替解釈ですべての観測特徴を同時に説明することが不可能であるため、Tormundを候補QPEとして分類することができます。QPEとして確認されれば、TDEとQPEの間の観測上のつながりがさらに強化されることになる。これは、関連する光TDEが直接観察され、QPEの形成時間を制限した最初のQPE候補でもあります。
電波変動と過渡現象に対するマッチドフィルターアプローチ: VAST パイロット調査でのオーファン残光の探索
| Title |
A_matched-filter_approach_to_radio_variability_and_transients:_searching_for_orphan_afterglows_in_the_VAST_Pilot_Survey |
| Authors |
James_K._Leung,_Tara_Murphy,_Emil_Lenc,_Philip_G._Edwards,_Giancarlo_Ghirlanda,_David_L._Kaplan,_Andrew_O'Brien,_Ziteng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00447 |
従来の変動性メトリクスを使用した無線過渡検索では、進化のタイムスケールが調査の周期よりも大幅に長いソースを回復するのに苦労します。ギガヘルツ周波数でゆっくりと進化する電波残光の最近の観測を動機として、代替のマッチドフィルター手法を使用した電波変数と過渡現象の探索の結果を提示します。私たちは、べき乗則関数に高度に適合し、べき乗則関数を滑らかに破る電波光度曲線を持つ光源を復元するようにマッチドフィルターを設計しました。これらの関数に従う光曲線は、我々の探索の主なターゲットであった「孤立した」ガンマ線バースト残光を含むシンクロトロン過渡現象の特徴である。このマッチドフィルターアプローチを、オーストラリアのSKAPathfinderを使用して実施された変数と低速過渡現象のパイロット調査からのデータに適用し、検索で5つの候補を生成しました。その後のオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイの観測と分析により、次のことが明らかになりました。1つはシンクロトロン過渡現象である可能性があります。1つはおそらくフレアする活動銀河核で、$4\,$monthsにわたって平坦から急峻なスペクトル遷移を示しています。1つはスターバースト銀河に関連しており、星形成またはその下にあるゆっくりと進化する過渡現象から電波放射が発生します。残りの2つは星間シンチレーションによって引き起こされる外部変数である可能性があります。シンクロトロン過渡現象、VASTJ175036.1$-$181454は、軸外残光と軸外潮汐擾乱イベントの両方と一致する多重周波数光度曲線、ピークスペクトル視度、体積率を持っています。軸外残光として解釈すると、平均逆ビーム係数$\langlef^{-1}_{\text{b}}\rangle=860^{+1980}_{-710}$、または同等の値を意味します。平均ジェット開口角度は$\langle\theta_{\textrm{j}}\rangle=3^{+4}_{-1}\,$degです。
新しく発見された中性子星X線連星Swift J1858.6-0814の複雑なスペクトル挙動
| Title |
The_complex_spectral_behavior_of_the_newly_discovered_neutron_star_X-ray_binary_Swift_J1858.6-0814 |
| Authors |
Aditya_S._Mondal,_B._Raychaudhuri,_Gulab_C_Dewangan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00545 |
2019年3月23日に撮影された、新しく発見された中性子星X線連星Swift~J1858.6-0814の\nustar{}観測について報告します。この観測のいくつかの時間間隔で、光源の光度曲線はいくつかの大きなフレアを示します。大きなフレア活動が主に発生する高強度区間では、ソースはより柔らかくなります。2つの異なる強度間隔のスペクトルを抽出することにより、ソースに対して時間分解分光法を実行します。光源は$3-79\kev{}$の光度で$\sim9.68\times10^{36}$ergs/s、高輝度と$\sim4.78\times10^{36}$ergs/sで観測されました。低強度間隔、それぞれ$15$kpcの距離を仮定します。吸収カラム密度の大きな値($\rm{N_{H}}\sim1.1\times10^{23}$cm$^{-2}$)が見つかり、これは観測されたカラム密度と相関がないようです。ソースのフラックス。各スペクトルは、$5-7$\kev{}エネルギー帯でのFeK$\alpha$放出の証拠、$\sim7-8$\kev{}付近の吸収端、$15$\を超える広いコンプトンハンプを示しています。kev{}、反射スペクトルの存在を示します。観察された特徴は、相対論的反射モデルと部分的にカバーする吸収モデルの寄与によってよく説明されます。最適なスペクトルモデルから、円盤内半径は$4.87_{-0.96}^{+1.63}\;R_{ISCO}$(高強度区間の場合)と$5.68_{-2.78}^であることがわかりました。{+9.54}\;R_{ISCO}$(低強度区間の場合)、重大な椎間板切断を示します。傾きは、高強度区間では$\leq53^{0}$、低強度区間では${25^0}_{-6}^{+8}$であることがわかります。さらに、円盤が磁気圏の半径で切断されていることを考慮して、この発生源の磁場強度に上限を設けます。
GRB030329の残光の中に蘇る衝撃のシグネチャー
| Title |
The_Signature_of_Refreshed_Shocks_in_the_of_Afterglow_of_GRB030329 |
| Authors |
Michael_J._Moss,_Robert_Mochkovitch,_Fr\'ed\'eric_Daigne,_Paz_Beniamini,_and_Sylvain_Guiriec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00815 |
GRB030329は、その光学的残光光度曲線に1つの明確な、そして場合によっては複数のそれほど強度の低い高速上昇($\Deltat/t\sim0.3$)ジャンプを表示します。光量曲線の減衰率は、光子束がジャンプする前後で同じままです。これは、ジェットの前面にある前後方向の衝撃を受けた物質へのエネルギー注入の痕跡である可能性があります。この研究では、ガンマ線バースト(GRB)噴出物を一連の物質の殻としてモデル化します。私たちは、噴出物がそれ自体と相互作用するとき（すなわち、内部衝撃）、また周回媒体（すなわち、外部の順方向および逆方向の衝撃）と相互作用する際の噴出物の動的進化を追跡し、シンクロトロン放射を仮定して各衝撃事象からの放射を計算します。\citet{2003Natur.426..138G}によって提案されたモデルの実行可能性を確認します。このモデルでは、GRB030329の光学残光光度曲線のジャンプが、リフレッシュされた衝撃によって生成されます。更新された衝撃は、平均ローレンツ係数$\bar{\Gamma}\gtrsim100$をもつ以前に放出された物質と、初期物質の後に$\bar{\Gamma}\sim10$を持って放出された物質との間の衝突の痕跡である可能性があります。外周媒体との相互作用により減速しました。たとえ後期物質がローレンツ因子の広がりとともに放出されたとしても、内部衝撃によりローレンツ因子の狭い分布($\Delta\Gamma/\Gamma\lesssim0.1$)が自然に生成されることを示します。これは生成に必要な条件です。観察されたジャンプの速い立ち上がり時間。これらの結果は、噴出物の動的進化のある時点で内部衝撃の段階が発生することを示唆しており、これには流出における低磁化が必要です。
2020年のPSR J1846-0258のマグネターのような爆発に関するより良い見解
| Title |
A_NICER_View_on_the_2020_Magnetar-Like_Outburst_of_PSR_J1846-0258 |
| Authors |
Chin-Ping_Hu,_Lucien_Kuiper,_Alice_K._Harding,_George_Younes,_Harsha_Blumer,_Wynn_C._G._Ho,_Teruaki_Enoto,_Cristobal_M._Espinoza_and_Keith_Gendreau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00902 |
私たちは、中性子星内部組成探査機(NICER)による強磁場のマグネター状パルサーPSRJ1846-0258のモニタリングと、2020年8月の爆発時のタイミングとスペクトルの進化について報告します。位相コヒーレントタイミングソリューションは3月から維持されています。2017年から2021年11月まで。爆発全体にわたる一貫した解決策が含まれます。私たちは、爆発の開始時にマグニチュード\Delta\nu/\nu=3X10^{-6}の大きなスピンアップグリッチを検出し、静止状態の10倍を超える係数に達するパルス磁束の増加を観察しました。レベルであり、2006年の爆発と同様の動作です。2020年6月と7月のモニタリング観測は、2020年8月1日のSWIFTのバースト発表前にフラックスが上昇していたことを示しています。また、バースト後にパルス状フラックスが数回急激に上昇することも観察され、フラックスは2020年11月までに静止レベルに達しました。パルスプロファイルはバースト中に形状が変化し、2021年までにバースト前の形状に戻ることが観察されました。NICERデータのパルス放射のスペクトル分析では、光束の増加は完全に新しい黒体成分によるもので、その間に徐々に消えていくことが示されています。べき乗則は、バースト全体を通じて静止レベルでほぼ一定のままです。NICERと同時のNuSTARデータの共同スペクトル分析により、この状況が確認されました。マグネターのような爆発と過渡熱成分の起源の解釈について、パルサーのようなモデルとマグネターのようなモデルの両方の文脈で議論します。
GW190425 および FRB20190425A: 連星中性子星の合体によるマルチメッセンジャー源としての高速電波バーストの課題
| Title |
GW190425_and_FRB20190425A:_Challenges_for_Fast_Radio_Bursts_as_Multi-Messenger_Sources_from_Binary_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Mohit_Bhardwaj,_Antonella_Palmese,_Ignacio_Maga\~na_Hernandez,_Virginia_D'Emilio,_Soichiro_Morisaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00948 |
高速無線バースト(FRB)は、宇宙論的ソースから出現し、$\sim$数ミリ秒継続する、新しく発見された無線過渡現象のクラスです。しかし、その起源は天文学において依然として議論の多いテーマです。最近の研究では、連星中性子星(BNS)合体GW190425とFRB20190425Aが2.8$\sigma$の信頼水準で関連している可能性があると主張されています。著者らは、この観測結果は、BNS合体後に形成され、すぐにブラックホールに崩壊するまで約2.5時間安定していた長寿命の高磁化超大質量中性子星（SMNS）と一致すると主張している。この研究では、400MHzでの検出を可能にするために、FRB信号が顕著な減衰を経験することなく高密度合体噴出物を通過しなければならないという制約を慎重に考慮して、提案された関連性を調査します。さらに、FRBが実際に重力波イベントに関連している場合、GWデータは、BNS合体視野角$p(\theta_v$$>$30$^の確率で、高度に軸から外れた構成を強力にサポートしていることを発見しました。{\circ}$)は$\およそ$99.99%になります。したがって、我々の調査結果では、軸上システムは強く除外されていますが、一方で、このFRBが検出可能になるためには軸上システムが必要であることがわかりました。したがって、GW190425はFRB20190425Aに関連していないと結論付けます。また、BNS残骸とGWイベントからのFRBの同時マルチメッセンジャー観測の将来の検出に対する結果の影響についても議論し、BNS合併残骸はFRB発生源の>1%の形成を説明できないと主張する
| Title |
Hard_X-ray_emission_from_blazars_associated_with_high-energy_neutrinos |
| Authors |
A.V._Plavin_(ASC_Lebedev),_R.A._Burenin_(IKI,_HSE),_Y.Y._Kovalev_(MPIfR,_ASC_Lebedev,_MIPT),_A.A._Lutovinov_(IKI),_A.A._Starobinsky_(ITP,_JINR),_S.V._Troitsky_(INR,_MSU),_E.I._Zakharov_(IKI,_HSE,_INR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00960 |
明るいブレーザーが顕著なニュートリノ発生源であることが判明し、多くのIceCubeイベントがそれらに関連していました。このようなブレーザーからの高エネルギー光子の放出を評価することは、ニュートリノが生成されるプロセスと領域をより深く理解するために重要です。ここでは、SRG/ART-XC望遠鏡、Swift/BATイメージャ、INTEGRAL/IBIS望遠鏡によって観測された硬X線の放出に焦点を当てます。そのエネルギー範囲は約10keV以上で、超相対論的陽子と相互作用することでニュートリノ生成に関与する可能性のある光子の探査に適しています。ニュートリノ関連ブレーザーは、空の他のVLBIブレーザーと比較して著しく強いX線放射を示す傾向があることがわかりました。偶然の一致確率はp=0.5%です。ニュートリノと硬X線はどちらも、宇宙論的距離z~1にあるブレーザーから発生することが判明しており、相対論的ビームによって増強されるため、地球上での検出が可能になります。私たちの結果は、ニュートリノがコンパクトなブレーザージェット内で生成され、標的となるX線光子が加速されたジェット領域から放出されることを示唆しています。
eROSITA 最終赤道深度測量 (eFEDS): 硬 X 線の複雑な吸収とソフト過剰 - 選択された活動銀河核
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial_Depth_Survey_(eFEDS):_Complex_absorption_and_soft_excesses_in_hard_X-ray--selected_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Sophia_G._H._Waddell,_Kirpal_Nandra,_Johannes_Buchner,_Qiaoya_Wu,_Yue_Shen,_Riccardo_Arcodia,_Andrea_Merloni,_Mara_Salvato,_Thomas_Dauser,_Thomas_Boller,_Teng_Liu,_Johan_Comparat,_Julien_Wolf,_Tom_Dwelly,_Claudio_Ricci,_Joel_R._Brownstein,_and_Marcella_Brusa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00961 |
コンテクスト。べき乗則に関して2keVを超えるX線光子の余剰であるソフト過剰は、多くのタイプ1活動銀河核(AGN)のX線スペクトルに見られる、議論の余地のある物理的起源の特徴です。スペクトル・レントゲン・ガンマ(SRG)ミッションに搭載されたeROSITA機器は、スペクトル分析に適したAGNの全天センサスを提供します。目的。この研究の主な目的は、AGNの軟X線放射(熱放射、非熱放射、電離吸収、または中性部分被覆吸収)のさまざまなモデルをテストして、軟X線の物理的起源の特定に役立てることです。-線スペクトルの複雑さ。物理的特性を理解するために、このサンプルのコンテキストでこれらのモデル間の違いを調べます。方法。私たちはベイジアンX線解析を使用して、eFEDS硬X線からの200AGNのサンプル、つまりさまざまな現象学的および物理的動機に基づくモデルを使用して選択したサンプルをフィッティングしました。モデルの選択は、各モデルの適用性を比較するためにベイズ係数を使用して実行されました。結果。私たちは、29の情報源が信頼水準>97.5%でソフト超過の証拠を持っていることを発見しました。これらはすべて、熱黒体放射よりも追加のソフト電力則によってより適切にモデル化されています。これらのソースのうち23個は暖かいコロナモデルを好み、6個のソースは相対論的ぼやけた反射を好むことがわかりました。さらに、多くの情報源は複雑な吸収の証拠を示しており、29件は温かい吸収剤を好み、25件は部分的に覆う吸収剤を好みます。ソフト過剰のソースは、温かい吸収体を含むソースよりも大幅に高いエディントン比を示します。我々は、AGNの中心領域における物理プロセスに対するこれらの結果の意味について議論します。結論。ベイズ統計によるスペクトルフィッティングは、AGNのX線スペクトルにおける複雑な吸収とソフト過剰を特定するのに理想的であり、異なる物理的解釈を区別できるようになります。(要約)
半教師あり群等変CNNを用いた電波銀河の形態学的分類
| Title |
Morphological_Classification_of_Radio_Galaxies_using_Semi-Supervised_Group_Equivariant_CNNs |
| Authors |
Mir_Sazzat_Hossain_(1),_Sugandha_Roy_(1),_K._M._B._Asad_(1_and_2_and_3),_Arshad_Momen_(1_and_2),_Amin_Ahsan_Ali_(1),_M_Ashraful_Amin_(1),_A._K._M._Mahbubur_Rahman_(1)_((1)_Center_for_Computational_&_Data_Sciences,_Independent_University,_Bangladesh,_(2)_Department_of_Physical_Sciences,_Independent_University,_Bangladesh,_(3)_Astronomy_and_Radio_Research_Group,_SETS,_Independent_University,_Bangladesh) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00031 |
推定数兆個の銀河のうち、無線周波数によって検出された銀河はわずか約100万個であり、手動で分類されたのはほんの一部、約1,000個だけです。私たちは、電波銀河のラベル付き画像とラベルなし画像間のこの不一致に、半教師あり学習アプローチを採用して既知のファナロフ・ライリータイプI(FRI)とタイプII(FRII)カテゴリーに分類することで対処しました。群等変畳み込みニューラルネットワーク(G-CNN)は、最先端の自己教師あり手法であるSimCLR(視覚的表現の対照学習のための単純なフレームワーク)およびBYOL(BootstrapYourOwnLatent)のエンコーダーとして使用されました。G-CNNはユークリッド群E(2)の等分散を保存し、グローバル指向の特徴マップの表現を効果的に学習できるようにします。表現学習の後、全結合分類器をトレーニングし、ラベル付きデータを使用してトレーニングされたエンコーダーを微調整しました。私たちの調査結果は、半教師ありアプローチが、クラスターの品質、収束率、精度、精度、再現率、F1スコアなど、いくつかの指標において既存の最先端の手法よりも優れていることを示しています。さらに、t検定による統計的有意性検定により、私たちの方法が完全に教師付きのG-CNNのパフォーマンスを上回ることが明らかになりました。この研究は、ラベル付きデータがまだ不足しているものの、発見の可能性は計り知れない、電波銀河分類における半教師あり学習の重要性を強調しています。
L字型共振器を備えた干渉計構成のセンシングおよび制御方式
| Title |
Sensing_and_control_scheme_for_the_inteferometer_configuration_with_an_L-shaped_resonator |
| Authors |
Xinyao_Guo,_Teng_Zhang,_Denis_Martyno,_Haixing_Miao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00039 |
kHz付近の高周波重力波の検出は、連星中性子星の合体の物理学を理解するために重要です。新しい干渉計の設計が[Phys.Rev.X{\bf13},021019(2023)]、アームキャビティとしてL字型光共振器を特徴とし、kHzの重力波信号を共鳴的に強化します。この新しい構成は、デュアルリサイクルされたファブリ・ペロー・マイケルソンよりも優れた高周波感度を達成する可能性があります。この記事では、この構成の検知および制御スキームを提案します。デュアルリサイクルファブリペローマイケルソンと同じ数の長さ自由度を持っているにもかかわらず、新しい構成では、低周波数での2つの長さ自由度の縮退により、制御する必要がある自由度が1つ少なくなります。また、シュヌップ非対称性の導入は信号再利用共振器長の制御には効果がないことも示しました。したがって、この補助的な自由度を制御するために、ダークポートから制御フィールドを追加することを提案します。
Ricochet ゲルマニウム極低温ボロメータによる 30 eVee イオン化エネルギー分解能の初の実証
| Title |
First_demonstration_of_30_eVee_ionization_energy_resolution_with_Ricochet_germanium_cryogenic_bolometers |
| Authors |
C._Augier,_G._Baulieu,_V._Belov,_L._Berg\'e,_J._Billard,_G._Bres,_J.-L._Bret,_A._Broniatowski,_M._Calvo,_A._Cazes,_D._Chaize,_M._Chala,_M._Chapellier,_L._Chaplinsky,_G._Chemin,_R._Chen,_J._Colas,_E._Cudmore,_M._De_Jesus,_P._de_Marcillac,_L._Dumoulin,_O._Exshaw,_S._Ferriol,_E._Figueroa-Feliciano,_J.-B._Filippini,_J._A._Formaggio,_S._Fuard,_J._Gascon,_A._Giuliani,_J._Goupy,_C._Goy,_C._Guerin,_E._Guy,_P._Harrington,_S._A._Hertel,_M._Heusch,_Z._Hong,_J.-C._Ianigro,_Y._Jin,_A._Juillard,_D._Karaivanov,_S._Kazarcev,_J._Lamblin,_H._Lattaud,_M._Li,_A._Lubashevskiy,_S._Marnieros,_N._Martini,_D._W._Mayer,_J._Minet,_A._Monfardini,_F._Mounier,_V._Novati,_E._Olivieri,_C._Oriol,_L._Ovalle_Mateo,_P._K._Patel,_E._Perbet,_H._D._Pinckney,_D._V._Poda,_D._Ponomarev,_F._Rarbi,_J.-S._Real,_T._Redon,_F._C._Reyes,_A._Robert,_S._Rozov,_I._Rozova,_S._Scorza,_B._Schmidt,_Ye._Shevchik,_T._Soldner,_J._Stachurska,_A._Stutz,_L._Vagneron,_W._Van_De_Pontseele,_F._Vezzu,_L._Winslow,_E._Yakushev,_D._Zinatulina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00166 |
将来のリコシェ実験は、原子炉反ニュートリノからのコヒーレント弾性ニュートリノ核散乱プロセスを100eV未満の核反動エネルギー範囲まで高精度で測定することにより、電弱分野における新しい物理学を探索することを目的としています。Ricochetとの共同研究は現在、原子炉サイトで実験装置を構築中ですが、2024年初めにラウエ・ランジュバン研究所のクライオスタットに統合される極低温検出器アレイの最終仕上げも行っています。この論文では、研究チームからの最近の進歩について報告します。Geの極低温検出器技術、CryoCubeと呼ばれます。より具体的には、検出器アセンブリとその専用の高電子移動度トランジスタ(HEMT)ベースのフロントエンド電子機器の初期設計によって達成された30eVee(電子等価)のベースラインイオン化分解能(RMS)の最初のデモンストレーションを紹介します。これは、EDELWEISSおよびSuperCDMS暗黒物質実験で得られた同様の熱イオン化ゲルマニウム極低温検出器で得られた最高のイオン化分解能と比べて1桁向上しており、最初に結合された完全極低温HEMTベースのプリアンプと比較すると3倍の向上を示しています。CDMS-IIゲルマニウム検出器へ。さらに、将来のリコシェ実験とその予想されるバックグラウンド軽減パフォーマンスとの関連で、これらの結果の意味について議論します。
非ローカル手段を使用した天体物理前景クリーンアップ
高忠実度の宇宙マイクロ波背景マップを作成するために、現在の成分分離方法は、通常は機器のマルチバンド周波数カバレッジを通じて、さまざまな前景成分に関する情報が利用できるかどうかに依存しています。内部線形結合(ILC)手法は、実装が簡単なCMBの不偏推定器を提供しますが、コンポーネント分離の品質は入力マップの信号対雑音比に大きく依存します。本論文では、信号減衰を最小限に抑えながら天体物理前景地図の信号対雑音比を大幅に改善する、デジタル画像研究で使用される非局所的手段に沿った効率的な非線形フィルタを開発し、その性能を地図上で評価します。そしてスペクトルドメイン。ノイズ低減は、マップ内の「類似した」ピクセルを平均化することによって実現されます。回転不変の特徴ベクトル空間を構築し、付加的なガウスノイズによって汚染された非ガウス信号の場合の類似度メトリックを計算します。提案されたフィルターには2つの調整可能なパラメーターがあり、最小限の調整でプランクダストマップの信号対ノイズのスペクトル密度が2倍向上します。特に望ましい特徴は、信号損失がすべてのスケールで極めて小さいことです。
中空コア光ファイバーマッハツェンダー干渉法による重力波検出
超長距離光通信の分野における最近の進歩は、マッハツェンダー光干渉計(MZ-もしも）。この提案は、デバイスの概要プロジェクトで構成され、現在運用されているマイケルソン干渉計(MIF)と比較して(MZ-IF)の有利な特性を強調しています。提案された方法の主な特徴は、非常に大きなコイル状(HC-NANF)リング(Kx8.10^4、K=1,2,3など)で包まれた2つの「ファイバー化された」金属アンテナの使用で構成されます。。これは、対応するファイバー長に相当します:Leff=Kx1600Km。このデバイスの関連する特性は、ノイズの低減、騒音の多い環境での重要な光学ミラーの位置合わせの不在、装置の空間拡張の縮小、自由に方向付け可能なアンテナによる空全体のシナリオの探査、装置のサブステーションコストの削減です。2013年にF.ポレッティによって発明された(HC-NANF)の注目すべき特性は、現在サウサンプトン大学(英国)の彼のグループによって研究されています。
HartRAO のデータ処理用の新しく改良されたソフトウェア
HartebeesthoekRadioAstronomyObservatory(HartRAO)は、1989年に開発されたFortranベースのプログラムであるLINESを使用してデータを処理してきました。しかし、近年適切なソフトウェア更新が行われていないため、このプログラムは操作が難しくなり、観測上の問題が発生しています。新しいオペレーティングシステムとの互換性の問題から、一般的に馴染みのないプログラミング言語の使用によるメンテナンスの問題まで多岐にわたります。この研究では、HartRAO単一ディッシュ連続データの削減と分析のための新しいソフトウェアパッケージであるDRANを紹介します。DRANの主な機能はLINESに基づいていますが、Pythonを使用して開発されており、これまでLINESでは利用できなかった自動データフラグ設定、外れ値検出、フラックスキャリブレーション、時系列分析などのさまざまな高度な機能を提供します。このプロジェクトの目的は、HartRAO連続体データのユーザー向けに、適時校正されたデータ、ドリフトスキャン画像、およびサポートドキュメントを生成する、天文台用の標準的なユーザーフレンドリーなソフトウェアパッケージを作成することでした。
さまざまな太陽中心距離における太陽周回機の PHI/HRT の波面誤差
| Title |
Wavefront_error_of_PHI/HRT_on_Solar_Orbiter_at_various_heliocentric_distances |
| Authors |
F._Kahil,_A._Gandorfer,_J._Hirzberger,_D._Calchetti,_J._Sinjan,_G._Valori,_S.K._Solanki,_M._Van_Noort,_K._Albert,_N._Albelo_Jorge,_A._Alvarez-Herrero,_T._Appourchaux,_L.R._Bellot_Rubio,_J._Blanco_Rodr\'i_guez,_A._Feller,_B._Fiethe,_D._Germerott,_L._Gizon,_L._Guerrero,_P._Gutierrez-Marques,_M._Kolleck,_A._Korpi-Lagg,_H._Michalik,_A._Moreno_Vacas,_D._Orozco_Su\'_arez,_I._P\'_erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_J._Schou,_U._Sch\"_uhle,_J._Staub,_H._Strecker,_J.C._del_Toro_iniesta,_R._Volkmer,_J._Woch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00163 |
私たちは、波面センシングを使用して、太陽周回機(SO)の公称ミッションフェーズの2番目のリモートセンシングウィンドウ中に、偏波測定およびヘリオ地震イメージャ(SO/PHI)データ製品の高解像度望遠鏡(HRT)の画質を特徴付けます。私たちの最終的な目的は、HRT点広がり関数(PSF)を使用してデコンボリューションすることによってHRTデータを再構成し、データに対する光学収差の影響を補正することです。焦点が合った画像と焦点を外された画像のペアを使用して波面誤差を計算し、位相ダイバーシティ(PD)解析によってHRTのPSFを導き出します。HRTの波面誤差は、SOから太陽までの軌道距離に依存します。$>0.5$\,auの距離では、波面誤差は小さく、主にHRTの固有の光学特性に起因します。$<0.5$\,auの距離では、熱除去入口窓(HREW)の熱光学効果が顕著になります。SOから太陽までの距離に伴うHREWの熱変化に依存する波面誤差の補間スキームを開発します。また、「収差補正」と呼ばれる新しいレベルの画像再構成も導入します。これは、HREWによって生じる収差を除去しながら、画像のデコンボリューションによって生じるノイズを低減するように設計されています。位相ダイバーシティを介して計算されたPSFは、近日点付近のHRTデータにおけるHREWによって引き起こされる劣化を大幅に軽減します。さらに、収差補正によりノイズが増加するのは、通常のPD再構成による3ドルの増加と比較して、わずか1.45ドルです。
M101 の Bright Type II SN 2023ixf: 初期段階の分光光度曲線と近赤外光度曲線の迅速な分析
| Title |
Bright_Type_II_SN_2023ixf_in_M101:_A_Quick_Analysis_of_the_Early-Stage_Spectroscopic_and_Near-Infrared_Light_Curves |
| Authors |
Masayuki_Yamanaka,_Mitsugu_Fujii,_and_Takahiro_Nagayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00263 |
我々は、注目すべき近くのフェイスオン渦巻銀河M101にある明るいII型超新星(SNII)2023ixfの低解像度($R=1000$)光学スペクトルと近赤外光曲線の初期段階の解析を発表します。$t=1.7$から$8.0$まで得られるものｄ．最初のスペクトルは、バルマー系列、He~{\scii}、N~{\sciv}、およびC~{\sciv}の顕著な発光特徴を示し、強い青色の連続体を示します。フラッシュイオン化の特徴を示すSNeIIと比較すると、このSNは窒素/ヘリウムに富んだ星周物質(CSM)を有する高輝度SNeII、例えばSNe2014G、2017ahn、2020pniに分類できる可能性があることが示唆される。H~{$\alpha$}輝線は、広い(~2800km~s$^{-1}$)、中間の(520km~s$^{-1}$)、狭い($<200$km~s$^{-1}$)のコンポーネント。近赤外光の曲線は、別の明るいSNII2017ahnの光曲線とよく一致しており、絶対等級はSNeIIの光度分布の明るい端に位置しています。これらの観測事実は、SN2023ixfが窒素/ヘリウムに富むCSMを含む高光度のSNIIとよく一致していることを裏付けています。
脈動周期から推測されるベテルギウスの進化段階
| Title |
The_evolutionary_stage_of_Betelgeuse_inferred_from_its_pulsation_periods |
| Authors |
Hideyuki_Saio,_Devesh_Nandal,_Georges_Meynet_and_Sylvia_Ekst\"om |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00287 |
ベテルギウスはよく知られている真っ赤な超巨星で、およそ2200日、420日、230日、185日の4つの周期を持つ半規則的な変化を示します。最も長い周期は慣例的に原因不明のLSP(長い二次周期)と見なされていましたが、我々は~2200dの周期を放射状の基本モードとして特定し、3つの短い周期を放射状の第1、第2、および第3倍音として特定します。脈動/対流結合を含む非断熱脈動解析から、これらの放射状脈動モードはすべて、炉心炭素燃焼の後期段階でモデルの包絡線内で励起されることがわかりました。同様の脈動特性を持つモデルは、質量が約11M_\odot(ZAMSでは19M_\odot)、光度(logL/L_\odot=5.27~5.28)と有効温度(logT_{eff}\約3.53)を持ち、観察による決定の範囲。また、基本モードと第1倍音モードを加算して得られた合成光度曲線が、大減光までのベテルギウスの光度曲線と定性的に一致することもわかりました。私たちは、ベテルギウスは核炭素燃焼の後期段階にあり、次の銀河超新星の有力な候補であると結論付けています。
正真正銘の FUor V2493 Cyg の爆発後の進化: 分光測光モニタリング
| Title |
Post-outburst_evolution_of_bonafide_FUor_V2493_Cyg:_A_Spectro-photometric_monitoring |
| Authors |
Arpan_Ghosh,_Saurabh_Sharma,_Joe_P._Ninan,_Devendra_K._Ojha,_Bhuwan_C._Bhatt,_D._K._Sahu,_Tapas_Baug,_R._K._Yadav,_Puji_Irawati,_A._S._Gour,_Neelam_Panwar,_Rakesh_Pandey,_Tirthendu_Sinha,_and_Aayushi_Verma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00759 |
我々はここに、2013年9月から2021年6月までの8年間にわたる、正真正銘のFUor候補「V2493Cyg」のほぼ同時の光学/近赤外分光測光モニタリングの結果を発表する。光学モニタリング期間中(2015年10月16日から2019年12月30日まで)、V2493CygはVバンドで$\sim$26.6$\pm$5.6mmagi/yrの平均調光率でゆっくりと調光しています。私たちの光学測光色は、2回目のバースト後の光源の顕著な赤化を示し、2回目のバースト後の発光領域の緩やかな拡大を示しています。反対に、中赤外線の色は青くなる傾向を示しており、これはバーストによる円盤の明るさに起因すると考えられます。私たちの分光モニタリングでは、H$\alpha$線が吸収特性から放出特性に移行し、またその逆に移行する際の劇的な変化を示しています。このような変化は、降着と組み合わせた風の構造の変化によって説明できる可能性があります。CaII赤外線三重項線の時間発展スペクトルと以前に発表されたV2493Cygのスペクトルを組み合わせると、降着領域がバーストの初期に比べて安定していることがわかります。OI$\lambda$7773\AA~線の進化は、2回目のバースト後の星周円盤の安定化を示しています。
15%以内の中期から後期のM型矮星の分光調査における活動星
| Title |
Active_Stars_in_the_Spectroscopic_Survey_of_Mid-to-Late_M_Dwarfs_Within_15pc |
| Authors |
Emily_K_Pass,_Jennifer_G_Winters,_David_Charbonneau,_Jonathan_M_Irwin,_Amber_A_Medina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00799 |
我々は、15%以内の0.1-0.3M$_\odot$M矮星の体積完全分光調査の結果を提示する。この研究では、近縁の連星のない活動的なサンプルについて議論し、-1$\unicode{xC5}$よりも強いH${\alpha}$放射を持つこれら123個の星の包括的な画像を提供します。私たちの分析には、自転周期（31の新しい測定値を含む）、H${\alpha}$等価幅、回転の広がり、傾斜、動径速度が含まれます。これらは、TRESおよびCHIRON分光器からの高解像度のマルチエポック分光データを使用して決定され、TESSとMEarthの測光。この体積完全サンプルを使用して、活動的な低質量M矮星の大部分が非常に速い回転速度を持っていることを証明します。具体的には、74$\pm$4%の回転周期が2日より短いのに対し、19$\pm$4%の回転周期は中程度です。ローテーション期間は2～20日で、残りの8$\pm$3%は20日を超える期間になります。後者のグループの中で、非常に高いH${\alpha}$放出を持つ星の集団を特定しました。これは、これらの星が急速な回転モードからゆっくりとした回転モードに移行する際の劇的なスピンダウンを示していると考えられます。我々は6つの星の自転周期を決定することができず、自転周期が測定されていない星の一部は、我々が測定した傾斜角の分布に存在しないため、極点に見える可能性があることを示唆している。この欠如にもかかわらず、予想されるスピン軸の等方性分布を回復します。私たちの分光データセットと測光データセットを使用すると、活動によって引き起こされる動径速度変動を調査することもできます。これは、回転広がりとスポット変調の測光振幅の積として推定できることを示しています。
FAST観測によるフレアスターADしし座からの電波バーストの微細構造
| Title |
Fine_structures_of_radio_bursts_from_flare_star_AD_Leo_with_FAST_observations |
| Authors |
Jiale_Zhang,_Hui_Tian,_Philippe_Zarka,_Corentin_K._Louis,_Hongpeng_Lu,_Dongyang_Gao,_Xiaohui_Sun,_Sijie_Yu,_Bin_Chen,_Xin_Cheng,_Ke_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00895 |
近くの活動的なM型矮星からの電波バーストは頻繁に報告されており、太陽や惑星のパラダイムで広く研究されています。一方、星の下部構造や微細構造は、星のプラズマや磁場の特性を診断する上で潜在的な重要性があるにもかかわらず、ほとんど調査されていないままです。過去のそのような研究は、電波望遠鏡の感度によって制限されていました。今回我々は、口径500メートルの球面電波望遠鏡（FAST）による既知のフレア星ADLeoの高時間分解能観測から得られた刺激的な結果を報告する。2日間の観測で、多数のミリ秒スケールのサブバーストの形をした微細構造を持つ多数の電波バーストが検出されました。初日のサブバーストは、ほぼ均一な周波数ドリフト率を持つストライプ状の形状を示し、おそらく木星のSバーストに類似したものと考えられます。しかし、2日目のサブバーストでは、ランダムな発生パターンを持つ別の塊状の形状が明らかになり、太陽電波スパイクに似ています。新しい観測結果は、しし座ADからの強い発光が電子サイクロトロンメーザーの不安定性によって引き起こされており、これは恒星のフレアや伴惑星との相互作用に関連している可能性があることを示唆している。
愛を求めて: LIGO-Virgo データにおける大きな潮汐変形を伴うコンパクト天体の最初のテンプレート検索
| Title |
In_Pursuit_of_Love:_First_Templated_Search_for_Compact_Objects_with_Large_Tidal_Deformabilities_in_the_LIGO-Virgo_Data |
| Authors |
Horng_Sheng_Chia,_Thomas_D._P._Edwards,_Digvijay_Wadekar,_Aaron_Zimmerman,_Seth_Olsen,_Javier_Roulet,_Tejaswi_Venumadhav,_Barak_Zackay,_and_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00050 |
LIGO-Virgo重力波(GW)データにおいて大きな潮汐変形能を有するコンパクトな天体を含むバイナリの最初のマッチドフィルタリング検索の結果を報告する。物体の潮汐変形能力は、「愛数」$\Lambda\propto\hskip1pt(r/m)^5$によって定量化されます。ここで、$r/m$は、物体の(逆)コンパクトさです。コンパクトさに依存するため、より大きなサイズのコンパクトな天体の$\Lambda$は、ブラックホールや中性子星の$\Lambda$よりも簡単に数桁大きくなり、これらの連星が連星ブラックホールによって見逃されるほど十分に大きい位相シフトが残ります(BBH)テンプレート検索この論文では、スピンがゼロで潮汐が有限であるインスパイラルのみの波形を使用して検索を実行し、検索空間はチャープ質量$3M_\odot<\mathcal{M}<15M_\odot$をカバーし、効果的です潮汐変形性$10^2\lesssim\tilde{\Lambda}\lesssim10^6$。統計的に有意なGW候補は見つかりません。このヌル検出は、そのようなバイナリの合併率の上限が$[1-300の範囲にあることを意味します。]\hskip2pt\text{Gpc}^{-3}\text{year}^{-1}$、$\mathcal{M}$と$\tilde{\Lambda}$に依存します。制約はモデルですが、不可知論者として、ボソン星や超放射雲を引き起こす標準モデルを超えたシナリオへの影響について議論します。インスパイラルのみの波形を使用して、完全なインスパイラルマージャーリングダウンテンプレートで以前に特定されたBBH信号の多くを復元します。また、ブラックホールのLove数を90\%の信頼区間で$\Lambda\lesssim10^3$に制限します。私たちの仕事は、ブラックホールや中性子星だけではないコンパクトな天体を対象とした、史上初の専用のテンプレートベースの検索です。さらに、私たちの研究は、GWデータで新しい物理を発見する新しい方法を実証し、潜在的な発見の範囲をこれまで未踏のパラメーター空間に広げました。
暗黒物質の熱履歴と構造形成の区別
| Title |
Distinguishing_thermal_histories_of_dark_matter_from_structure_formation |
| Authors |
Fei_Huang,_Yuan-Zhen_Li,_Jiang-Hao_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00065 |
現在の観測上の制約と暗黒物質の熱履歴に対する潜在的な兆候の影響を理解することが重要です。この論文では、現在の速度と暗黒物質の生成メカニズムとの関係を構築し、構造形成に関する現在の観察を課すことにより、デカップリング温度と暗黒物質の位相空間分布を制限できることを発見しました。私たちはさらに、仮定上の将来の観測データを使用して、暗黒物質の考えられるさまざまな熱履歴を区別できる可能性を探ります。フリーズイン/フリーズアウトのシナリオをテンプレートとして使用すると、将来の精度データでフリーズインとフリーズアウトに許可されるパラメーター空間を一意に特定できる可能性があり、シナリオの1つを完全に除外できる可能性があることがわかります。この方法は、より一般的に他のシナリオにも適用できます。
PBH 存在下での熱化暗黒放射: ${\rm \Delta N_{\rm eff}}$ と重力波の相補性
| Title |
Thermalised_dark_radiation_in_the_presence_of_PBH:_${\rm_\Delta_N_{\rm_eff}}$_and_gravitational_waves_complementarity |
| Authors |
Nayan_Das,_Suruj_Jyoti_Das,_Debasish_Borah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00067 |
私たちは、宇宙初期における熱浴との相互作用と超軽量の原始ブラックホール（PBH）の蒸発の組み合わせによって生成される暗黒放射線（DR）を検出できる可能性を研究しています。我々は、有効相対論的自由度${\rm\DeltaN_{eff}}$の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)測定による検出見通しが、純粋に非熱的な場合と比較してパラメータ空間の一部で強化されることを示します。DRはPBHのみから製造されます。一方、パラメータ空間の特定の部分では、最初に浴から切り離されたDRが、その後PBHの蒸発によって生成され、再び熱浴に入る可能性があり、PBHパラメータ空間に対する制約がさらに厳しくなります。また、PBH密度摂動を源とする確率的重力波(GW)の観測による補完的な検出の見通しについても議論します。CMBとGWの観測によって提供される補完的なプローブは、素粒子物理学実験での発見の見通しが限られているにもかかわらず、そのような軽い自由度の検出の見通しを非常に有望に保ちます。
太陽温度計としての Axion ヘリオスコープ
アクシオンが発見されれば、天体研究のための強力な新しいメッセンジャーとして機能する可能性がある。この研究では、太陽の空間およびスペクトルの「アクシオンイメージ」を反転して、モデルに依存しない方法で太陽特性の動径依存性を推測する方法を示します。特に、将来のヘリオスコープIAXOを使用すると、アクシオンと光子の結合$g_{a\について、太陽半径の約80%(40%)までの領域で太陽の温度プロファイル$T(r)$を正確に再構築できる可能性があります。gamma\gamma}$の$6\times10^{-11}$GeV$^{-1}$($10^{-11}$GeV$^{-1}$)。フォトンデータの統計的変動により、この領域では中央値精度が10%(16%)より良くなり、対応する中央値精度は4%(7%)より良くなりました。私たちのアプローチはデバイスケール$\kappa_\text{s}(r)$の半径方向プロファイルを同時に推測できますが、アクシオン生成率との関係が弱いため、精度の中央値と精度はそれぞれ30%と50%より悪くなります。。現実的なセットアップで起こり得る課題と改善点、およびより一般的なAxionモデルの拡張について説明します。また、ニュートリノ検出器に対するヘリオスコープの利点も強調します。
18O に対するニュートリノ誘発反応と水中の 18O 混合物の超新星ニュートリノ現象に対するチェレンコフ検出器の影響
| Title |
Neutrino-induced_reactions_on_18O_and_implications_of_18O_mixture_in_water_Cherenkov_detectors_on_supernova_neutrino_events |
| Authors |
Toshio_Suzuki,_Ken'ichiro_Nakazato_and_Makoto_Sakuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00277 |
18O上のニュートリノ核反応断面積はシェルモデル計算によって評価され、16O上のものと比較されます。ガモフ・テラー遷移からの重要な寄与は、スピン双極子転移が支配的な寄与である16Oの場合とは対照的に、18O(\nu_e,e^{-})18Fで注目されます。18O(\nu_e,e^{-})18Fの計算断面積は、18Oを0.205%混合した天然水の20MeV未満の低ニュートリノエネルギーにおいて、しきい値エネルギーが低い(1.66MeV)ため、16Oよりも大きいことが示されています。)18Oの場合は16O(15.42MeV)の場合よりも異なります。結果として得られる電子スペクトル、つまり放出電子エネルギーTeの関数としての断面積も、異なるしきい値エネルギーを反映して、まったく異なることが示されています。超新星ニュートリノ検出用の水中18Oおよび16Oチェレンコフ検出器での(\nu_e,e^{-})反応からの電子スペクトルを、ニュートリノ振動がある場合とない場合の両方について調査し、ニュートリノ電子散乱の場合と比較します。１８Ｏ（混合物０．２０５％）からの寄与は、１６Ｏからの速度を、振動のない場合では６０％、Ｔｅ＝２０ＭｅＶ未満の振動がある場合では２０〜３０％高めることが示されている。ニュートリノ振動の場合、18Oと16Oのイベント率はニュートリノ電子散乱のイベント率に匹敵します。ただし、低エネルギー(Te<20MeV)での速度は中性子電子散乱の速度よりもはるかに小さく、これは超新星方向の指示精度にとって重要です。
機械学習のための省エネ降下の改善: 理論と実践
| Title |
Improving_Energy_Conserving_Descent_for_Machine_Learning:_Theory_and_Practice |
| Authors |
G._Bruno_De_Luca,_Alice_Gatti,_Eva_Silverstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00352 |
私たちはエネルギー保存降下法(ECD)の理論を開発し、凸型および非凸型の最適化問題に取り組むことができる勾配ベースの最適化アルゴリズムであるECDSepを導入します。この方法は、適切なカオスエネルギー保存動的システムの物理的進化としての最適化の新しいECDフレームワークに基づいており、対称性のない一般的な高次元問題であっても、低損失で支配的な結果の分布の解析的制御を可能にします。このアイデアの以前の実現と比較して、私たちは理論的制御を活用してダイナミクスとカオス誘発要素の両方を改善し、さまざまなクラスの問題を対象とした最適化アルゴリズムのハイパーパラメーター調整を簡素化しながらパフォーマンスを向上させます。私たちは、さまざまな機械学習の問題についてSGD、Adam、AdamWなどの一般的な最適化手法と経験的に比較し、各タスクでそれらの中で最高のものと比較して競合するパフォーマンスまたは改善されたパフォーマンスを見つけます。私たちは分析で限界を特定し、さらなる改善の可能性を指摘しています。
動的インフレーションによるコジェネシス
動的変曲点インフレーションを実現し、同じフィールド内容を使用して、ニュートリノ質量、宇宙のバリオン非対称性、および暗黒物質を生成する最小限のセットアップを提案します。インフレトンの役割を果たすダークスカラーダブレットを持つダーク$SU(2)_D$ゲージセクターが、インフレトンポテンシャルの複数の変曲点を実現するのに十分ないくつかのダブレットおよび一重項フェルミオンとともに考慮されます。一重項フェルミオンはSMレプトンと結合し、逆シーソー機構を介してニュートリノ質量を生成します。これらのフェルミ粒子も非対称に崩壊し、平衡状態から外れ、レプトジェネシスを介してバリオンの非対称性を生成します。フェルミオンダブレットの一部は暗黒物質であり、レプトン非対称性を生成するのと同じフェルミオンの凍結消滅によって生成されます。再加熱、レプトジェネシス、暗黒物質はすべてTeVスケールです。
| Title |
Nonlinear_characteristics_of_Ti,_Nb,_and_NbN_superconducting_resonators_for_parametric_amplifiers |
| Authors |
Songyuan_Zhao,_Stafford_Withington,_Christopher_Niall_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.00685 |
超電導共振器とパラメトリック増幅器は、運動インダクタンス検出器アレイ、他の超電導ボロメータ用の周波数領域マルチプレクサ、スピンアンサンブルベースのメモリ、回路量子電気力学デモンストレータなどの科学システムにおける重要なコンポーネントです。この論文では、超伝導Ti、Nb、およびNbN共振器のマイクロ波測定と、それらのパラメトリック増幅器としての使用について報告します。これらの半波長共振器は、材料特性の同等の比較を保証するために、ほぼ同一のスパッタリングおよびリソグラフィー条件下で製造されました。私たちは、転移温度、抵抗率、律速非線形応答時間、非線形散逸、非線形インダクタンスの兆候、およびそれらの温度と共振高調波への依存性に関する幅広い特性と挙動を報告します。私たちは、NbおよびNbN共振器を高利得パラメトリック増幅器として動作させることに成功し、$20\,\mathrm{dB}$を超える電力増幅を達成しました。半波長共振器の場合、基本共振だけでなく高調波共振のいずれでも増幅が実現できることを示しました。さらに、転移温度が高い材料、例えば、NbとNbNの場合、増幅は$\sim4\,\mathrm{K}$、つまりパルス管冷却器によって維持される温度で達成できます。最後に、応答時間が非常に速い材料システム、例えば、NbNでは、ポンプトーンを信号とアイドラーとして異なる共振モードに配置することで、交差高調波タイプの増幅を実現できることがわかりました。この幅広い観察結果は、超電導パラメトリック増幅器の設計と応用に重要な影響を与えるでしょう。
熱力学系の特性を記述するために接触幾何学とリーマン幾何学を使用する形式主義である幾何熱力学の主な側面を概説します。ルジャンドル変換に関する古典的熱力学の不変性を幾何学的方法で処理する方法を示します。これは、系の特性が熱力学ポテンシャルの選択に依存しないことを意味します。さらに、幾何熱力学では変分原理を適用して熱力学の基本方程式を生成することが可能であり、これを相対論的宇宙論の文脈で使用して宇宙論モデルを生成できることを示します。特定の例として、エントロピーと宇宙の内部エネルギーおよび体積を関連付ける基本方程式を検討し、任意のパラメーターを使用して宇宙論モデルを構築します。このモデルは、インフレーション時代と標準的な宇宙論の主要な側面を再現するために固定できます。パラダイム。
GR に依存しない状態方程式によるパラティーニ重力の制約
GRに依存しない状態方程式を構築する方法を示します。私たちは、天体物理学の観測値や一般相対性理論(GR)だけに依存するのではなく、理論に基づいた原理を使用することの重要性を強調しています。私たちは、カイラル摂動理論や量子色力学における摂動理論などの第一原理に基づいて一連の状態方程式を構築します。中間領域における熱力学的安定性と因果関係を仮定するために、内挿法が使用されます。これらの状態方程式は二次パラティーニ$f(\mathcalR)$重力を制約するために使用され、パラメーターが$-6.47\lesssim\beta\lesssim1.99$km$^2$の範囲内にあることを示します。さらに、相転移と双星の問題についても簡単に説明します。
